Uzay nedir? Evren nedir ? Gezegen nedir ? Gezegenler

BULUT

Aktif Üyemiz
Yönetici
Uzay nedir?

Bütün varlıkları her yandan kavrayan sonsuz boşluğa denir.
tb
Uzay

Çok eski çağlardan beri insanların ilgisini çekmiş, bir sonu olup olmadığı, nerelere kadar uzandığı uzun yıllar bilginleri uğraştırmıştır. Halen de insanın en büyük meşgalelerinden birini teşkil etmekte ve Ay'a tasarlanan gezilerle herkesin ilgisini çekmektedir. Uzay hakkında elde edilen bilgiler, önce uçakların, ikinci Dünya Savaşı'ndan sonra da füzelerin gösterdiği büyük gelişme sayesinde çok genişlemiştir.

Bu gelişme, insanın doğrudan doğruya uzaya gitmesine, incelemelerine burada devam etmesine ortam hazırlamıştır. Öte yandan daha da önceden çok geliştirilmiş ve son derece güçlü teleskoplar sayesinde uzaydaki diğer yıldızları incelemek de insan için mümkün olmuştur. Uzay hakkında gerekli bilgileri temin eden bilim dalı da, nazari fizik olmuştur. Ünlü bilgin Albert Einstein, bu konuda birçok meseleleri çözen «Relativite» nazariyesi ile, insanlığa yeni ufuklar açmıştır.
İlk defa olarak 1957 yılında Ruslar uzaya bir suni peyk göndererek, insanoğluna feza çağının kapısını açmışlardır. «Sputnik U adlı bu aracı, 1958'de Amerikalıların «ExpIorer» adlı suni peyki takip etmiştir. Uzaya araçların gönderilmesi işi başarıldıktan sonra, araştırmalar ikinci hedefe yöneltilmiş, bu sefer yine Ruslar, 1961 yılında ilk defa içinde insan olan bir uzay aracını fırlatmışlardır. Bunu yine Amerikalıların ve sonradan Rusların diğer insanlı uzay denemeleri takip etmiştir.

Çok kısa bir zamanda büyük ilerlemeler kaydedilen bu alanda, insanoğlu bugün Ay'a ayak basmıştır. Özellikle Amerikalılar planlı bir çalışma ile uzay gezilerini Ay'a ilk adımı atma hedefine yöneltmişler ve uyguladıkları Apollo Projesi ile içinde İnsan bulunan bir uzay aracını Ay'a başarı ile indirmişlerdir. Bu olay hiç şüphesiz insanlık tarihinde önemli bir dönüm noktasıdır. Bu hedefe ulaşılıncaya kadar yapılan sayısız uzay denemeleri sırasında, uzay hakkında bilgi toplamak, bu bilgilere göre yeni geziler hazırlamak ve teknik araçları takviye veya geliştirme amacı güdülmüştür.

İlk hedefler,, Ay ve Merih'tir. Özellikle Ay, daha uzaklara kadar uzanacak uzay gezilerinde belki de insanoğluna bir uzay istasyonu görevi yapabilecektir. Bugün varılan teknik sonuçlar, uzay gezilerinde teknik meselelerin halledildiği intibaını vermektedir. Gerek uzay araçlarını uzaya götüren güçlü füzelerin geliştirilmiş olması, gerekse içinde insan bulunan uzay araçlarının uzaydaki manevra, Ay'a iniş ve kalkış kabiliyetlerini ispatlamaları, ayrıca kozmonotlarla yeryüzündeki uzay istasyonları arasındaki radyo bağlantısının son derece gelişmiş olması da, bu intibaı desteklemektedir.

Buna paralel olarak insanların uzay şartlarına karşı gösterdikleri tepkiler de, yeni bir tıp dalının doğmasına sebep olmuştur. Uzay tıbbının üzerinde özellikle durduğu konu, uçuş sırasında ağırlığın birden çoğalması, sonra da yok olmasıdır. Dev füzelerin ucundaki uzay araçları içinde uzaya gönderilen kozmonotların ağırlığı, 1,5-7 g. arasında değişmektedir. 1 g., dünyanın yer çekimi ivmesidir. İnsan ağırlığı 7 g.'yi bulduğu zaman, damarlarındaki kanın ağırlığı, erimiş demirin ağırlığına eşit olur.

Tabii bu insan bünyesinin dayanacağı bir durum değildir. Uzay tıbbı bu meseleyi çözmek İçin uzan çalışmalar yapmış, sonuç olarak kozmonotların vücut yapılarına uygun bir koltukta, sırt üstü yatar durumda olmalarının, ağırlık artışının etkisini önemli surette azalttığını bulmuşlardır. Bugün insanlı uzay gezilerinde hep bu usul denenmiş, daha da önce uzay şartları altında yeryüzünde yapılan denemelerde de uzaya gönderilecek kozmonotlar, bu şartlara tabi tutulmuşlardır. Buna uygun olarak son derece geliştirilmiş özel uzay kıyafetleri hazırlanmıştır.

Kozmonotlar için ağırlık artışı kadar, ağırlıktaki ani değişmelerin de tehlikeli olacağı anlaşılmıştır. Ağırlık kadar, ağırlıksız olmak da halli gereken bir meseleydi. Fakat bünyelerin buna tahammül derecelerinin başka başka olduğu görülmüş, kozmonotların seçiminde de sağlık ve bünye durumlarına özellikle itina edilmiştir. Uzay gezilerinde kozmonotların yiyecek ve içecek meseleleri de en ince ayrıntılarına kadar çözülmüş, gereken besini almaları için hesaplar yapılarak, daha fazlası boş yere yanlarına verilmemiştir.

Uzay gezilerinde ele alınan bir diğer konu da, meteorlardır. Bir kum zerresi kadar küçük bir göktaşının dahi uzay aracına çarpması, bir felakete sebep olabileceği halde, buna karşı nasıl korunulacağı henüz bilinmemektedir. Öte yandan uzaydaki radyoaktivite de kesin olarak bilinmemekte, bu sebeple suni uydular sayesinde devamlı radyoaktivite ölçüleri alınmaktadır. Uzaydaki yıldızlardan her biri güneş gibi gaz halindedir. Hiç birinde ne su, ne de taş, toprak, ağaç, hayvan ve insan gibi katı cisimler yoktur.

Aralarındaki mesafe o kadar çoktur ki ışık yılı denen ölçü birimiyle ölçülür. Bir ışık yılı, saniyede 300.000 kilometre giden ışığın, bir yılda gittiği yoldur. Işık bir yıldızdan, komşu bir yıldıza yüzlerce ışık yılında varabilir. Her bir yıldız galaksi denen bir helezon (küme) içinde saniyede ortalama yüz kilometre hızla uçar. Dünyamızın bulunduğu güneş sistemi Samanyolu Galaksisinde bulunur.

Uzay hakkındaki çalışmalar, henüz uzayın çok küçük bir kısmını kaplayan dünya atmosferini ve dünya ile güneş sistemini meydana getiren diğer gezegenler arasındaki irtibatı ihtiva etmektedir. Halbuki uzayda Samanyolu gibi yüz milyonlarca galaksi vardır. 1986 yılında sonuçlandırılan çalışmalara göre her biri en az 30 kadar galaksiden meydana gelen 4000 kadar galaksi kümesi belirlenmiştir. Galaksiler uzayda kümeler halinde bulunmakta ve bu kümeler birbirine bağlanarak uzayda bir zincir yapısı meydana getirmektedir.

Galaksi kümelerinden meydana gelen bu zincir, kürevi yapılı büyük uzay boşluklarının yüzeylerinde yer almaktadır. Mesela Bootes, Coma, Pisces-Cetus bölgelerinde keşfedilen uzay boşluklarının çapları 260 milyon ışık yılı olabilmektedir. Bu yapısıyla uzay, daha çok sabun köpüğüne benzemekte ve zincir meydana getiren galaksi kümeleri dev köpüklerin üzerinde yüzmektedir.

Bugüne kadar keşfedilmiş en büyük galaksi kümesi galaksimizden 150 milyon ışık yılı uzaklıkta olup çapı yaklaşık 250 milyon ışık yılıdır. Kütlesi 30 milyon kere milyar güneş kütlesidir. Akılalmaz büyüklükteki bu kümeye uzayın en büyük çekim merkezi de denmektedir. Samanyolunun da içinde bulunduğu galaksi kümesi en yakın kümeler olan Virgo ve Pavo kümeleri bu çekim merkezine doğru 600 km/s hızla sürüklenmektedir.

Uzay hakkında yapılan çalışmalar dünya atmosferi ve diğer gezegenlerin incelenmesi yanında, dünya yörüngesinde, çeşitli gayelerle yerleştirilen sun’i peykleri de ilgilendirir (Bkz. Uydu). Dünya yörüngesine oturtulmadan aya, diğer gezegenlere veya uzayın derinliklerine gönderilen araçlara uzay sondası veya uzay aracı (feza gemisi) denir. Önceleri insansız olarak gönderilen bu araçlar, sonradan maymun, köpek gibi hayvanlar üzerinde uzaydaki hayat şartları hakkında yapılan denemeler neticesinde insanlı olarak da gönderilmeye başlandı.

Şimdiye kadar dünya yörüngesine oturtulan sun’i peykler de dahil olmak üzere uzaya gönderilen uzay araçları binleri aşmış durumdadır. Buna rağmen yapılan çalışmalar henüz güneş sistemiyle sınırlı kalmaktadır. Aya gönderilen araçlar pekçok ilmi incelemeler yaptı, toprak nümuneleri getirdi ve ayın yüzeyine deney cihazları yerleştirdi, Merkür, Venüs, Mars, Jupiter, Satürn gibi güneş sisteminin diğer gezegenlerine gönderilen çeşitli sondalar bazılarına yumuşak iniş yapmayı, yakınlarından geçerek binlerce fotoğraf çekip, bilgi toplayarak dünyaya göndermeyi başardı.

Yine bu çalışmalar neticesinde dünyanın fotoğraflarının çekilmesi, dünya yörüngesine oturtulan uzay laboratuvar ve istasyonları sayesinde yerçekimi etkisi olmadan pekçok ilmi inceleme mümkün hale geldi. Bu laboratuvarların öncülerinden biri de Amerikalıların Skylab uzay laboratuvarıydı. İçinde bir çok deneme ve ilmi araştırma yapılan Skylab daha sonra terk edilmiş ve atmosfere girerek yanarak parçalanmıştı. Rusların ise daha çok istasyon olarak adlandırdıkları laboratuarlardan ilki olan Salyut terk edilmiş olup Skylab’ın akibetini beklemektedir.

Astronotik

Uzaya fırlatılan gemilerin (uzay araçlarının) yapısını, çeşitli gayeler için donatılmasını, fırlatılmasını, uzayda takip edeceği yolu, uçuşun insan ve diğer canlılar üzerindeki tesirini inceleyen bir ilimdir. Uzay araçlarının şekilleri kullanıldıkları gayeye ve zamana göre değişiklikler göstermek üzere küre, koni, silindirik, mermi şeklinde veya örümcek gibi karmaşık olabilir.

Fırlatma üslerinden dev kademeli füzelerin uç kısmında fırlatılan bu araçlar içlerinde çeşitli cihazlar ve uzay adamları için lüzümlu techizatları ihtiva ederler. Dış kısmı ısı geçirmez bir izolasyon malzemesiyle kaplıdır. Dünyaya dönüşte atmosferle olan sürtünme dış cidarları akkor haline getirir. Bu yüksek sıcaklığın araç içindeki insanlara tesir etmemesi için izolasyon lüzumludur.

Araçtan dışarıyla irtibat özel pencere ve periskoplarla sağlanır. Atmosfere geri dönüşte frenlemeyi sağlayan füzeler ve paraşütler, kumanda cihazları, astronotların oturduğu özel koltuklar, astronotun pozisyonunu dünyaya gönderen kameralar, haberleşmeyi sağlayan radyo sistemleri vb. uzay gemilerinin diğer ana parçalarını teşkil eder. Astronotun önündeki bir harita ona yerin neresinde olduğunu gösterir. Yön verme füzelerine kumanda, hem astronot tarafından hem de yerdeki istasyon tarafından yapılabilir.

Uzay gemisini fırlatmak için yapılacak esas iş yerçekimi kuvvetini yenmektir. Bu da roket motorlarıyla çalışan dev füzelerle sağlanır. Uzay gemisi bu motorların uç kısmına yerleştirilir. İlk ateşleme anında hız saatte 100 kilometre civarında olduğu halde, dünya etrafındaki bir yörüngeye oturtulabilmek için hızın saatte 25.000 kilometreyi aşması lazımdır. Yine dünya dışında yıldızlararası boşlukta, bir hedefe doğru yollanacak gemilerin, yerçekiminden kurtulabilmeleri için hızlarının 40.000 kilometreye ulaşması lazımdır.

Araç yükseldikçe yerçekiminin tesiri azalır. Yaklaşık 100.000 km civarında yeryüzündeki çekimin yirmide birine düşer. Aracın yükseldikçe hızının artmasını sağlamak için roket motorlarının teşkil ettiği füze birkaç kademe halinde yapılır (daha çok üç kademe). Önce birinci kademe ateşlenir. Yakıt bitince bu kademe atılarak araç hafifleştirilir. Sonra sırayla diğer kademeler devreye girer.

Aracın az yakıt harcaması ve ucuz olması için istenen hıza çok çabuk ulaşması gerekir. Fakat bu hız artışı (ivme) aracın içindeki araçlara ve insanlı araçlarda astronotlara zarar vermemesi için sınırlanır. Mesela insanın dayanabileceği ivme, yerçekimi ivmesinin 5 veya 6 katıdır. Yerçekiminin yedi katı olan bir ivmede kanın özgül ağırlığı yaklaşık demirin özgül ağırlığı kadar olur. Bu da insan organizması için dayanılmaz bir şeydir. Bunun zararından korunmak için astronot koltuğa sırtüstü yerleştirilir ve özel elbiseler giydirilir. Ani ivmeler de insan fizyolojisini etkileyen önemli bir faktördür.

İnsan fizyolojisi bakımından karşılaşılan diğer bir problem beslenme ve solunumdur. Ağırlığın artmaması için götürülecek gıdalar ve ihtiyaç maddeleri hesaplanıp, özel olarak korunurlar. Solunum için lüzumlu oksijen şimdilik tüplerle sağlanmaktadır. Vücuttan atılan karbondioksitin güneş enerjisinden faydalanarak tekrar oksijen olarak kullanılır hale getirilmesi henüz mümkün değildir. Bunların yanında araca çarpabilecek meteorlar, radyasyon da birer problem teşkil ederler. Neticede insan fizyolojisine tesir eden çeşitli uzay şartlarını incelemek üzere geliştirilen uzay tıbbını pekçok problem beklemektedir.

Uzay araçlarının yerden fırlatılması, yer yörüngesinde dolaşması, yerçekiminden kurtulması, gezegenlere doğru gitmesi ve dünyaya geri dönmesi için takip edeceği yollar önceden bilgisayarlarla hesaplanır. Araç uzayda giderken, diğer gezegenler de hareketli olup, durumları değiştiğinden ve araç bunların değişik çekim kuvvetlerine maruz kaldığından, yol alırken sabit bir referans noktası bulamaz. Bunun için hiçbir dış referans noktasına ihtiyaç göstermeyen sadece atalet tesiriyle çalışan jiroskopik yön bulucularından faydalanılır.

Jiroskoptan gelen sinyaller bilgisayarda değerlendirilerek küçük roket motorlarına kumanda edilmek suretiyle yönde lüzumlu düzeltmeler yapılır. İnsansız araçlarda yön bulmak diğer haberleşme işlemleri gibi radyo sinyalleriyle olmaktadır. Araç dünyaya dönerken atmosfere yeryüzü ufuk düzlemine göre 5-7° açıyla girmesi lazımdır. Bu açının altına inilirse araç atmosferden çıkıp tekrar uzaya kaçabilir. Bu açıdan büyük açıyla girilirse sürtünme ısısı ve yerçekimi araca ve astronota zarar verebilir.

Amerikalılar uzay gemilerini denize, Ruslar ise Sibirya’ya indirirler. Denizden helikopter ve gemilerle kurtarırlar. Bazı araçlar ise havada uçakla yakalanarak indirilir. İki uzay aracının uzayda bir araya gelerek kenetlenebilmesi uzay çağında elde edilmiş en önemli başarılardan biridir. Uzayda kurulabilecek uzay laboratuarları için kenetlenme şarttır. Şimdiye kadar pekçok kenetlenme yapıldı.

Hatta Amerikan uzay araçları ile Rus araçları arasında gerçekleştirilen kenetlenmeler sayesinde Amerikan astronotlarıyla, Rus kozmonotları arasında uzay ziyaretleri yapıldı. 21. yüzyılda içinde binlerce insanın barınacağı uzay şehirleri, Ay’da ve Merih’te uzay kolonileri kurulacak, güneş sisteminin dışına çıkılarak yıldızlararası uzayın araştırılması hayal olmaktan çıkabilecek. Uzay hakkında bugünkü bilgilerimizi hiç derecesine indiren bilgiler elde edilecektir.

eso1208a.jpg
 

BULUT

Aktif Üyemiz
Yönetici
Evren nedir?

Evren varolmuş olan, varolan ve varolacak olan her şey. Bütün bir doğal dünya. Gözlemlenen ya da varolduğuna ina*nılan madde ve enerjinin tümünü birden içe*ren fiziki sistem. Yıldızları, gezegenleri, yeryüzünü, gaz ve bulutları, vb. kapsayan, maddeyle dolu mekanın bütünü. Tikellerden tümellerden meydana gelen bütün. Kendisine aşkın olar Tanrı dışında, varolan her şeyi kapsayan sistem. Evren, sonsuz uzamda bulunan tüm madde ve enerji biçimlerini içeren bütünün adıdır. Yani "evren" astronominin, astrofiziğin konu edindiği şeylerin tümüdür. İçinde "her şey" olan bu dev çorba, sonsuzluk veya hiçlik olarak tanımlanabilecek uzayın içinde yer alır. Daha doğrusu, uzaya FON olan siyah hiçliğin içindeki her şeydir evren... Dolayısıyla aslında sonsuz uzayın-hiçliğin içinde de değildir. Zira "hiçliğin" içi olmaz. Fakat olmayan şeylere de (sıfır gibi) onlardan bahsedebilmek ve düşüncelerimizde kullanabilmek için bir isim vermek zorunda olduğumuzdan evreni çevreleyen bu "hiçliğe" uzay-uzam gibi isimler vermişizdir.

Bakış açısına göre evren, aslında "tek" şeydir de... Zira bilinen en büyük bütündür. Fakat sadece "evren" kavramını kullanarak düşünüp konuşamayacağımız için onu farklı ve daha küçük parçalara ayırır ve sınıflandırırız. Böylece "dil" ortaya çıkar. Dili kullanan insanlar bir süre sonra kavramların aslında gerçekliklerinin olmadığını sadece fonksiyonları olduğunu unutur ve kendi yarattıkları kavramların mutlaka bir gerçekliğe işaret ettiğine ("tanrı" kavramında olduğu gibi) inanmaya başlar. Buradan olarak, aslında tek şey vardır ve bunun adı da (bize göre tabi ki) "Evren" dir. Evren oluşmuş ve/veya oluşturulmuş sistemler bütünüdür.

vren de tıpkı tek bir insan gibi: Doğmuş, büyüyor, ama yeterince güçlüyse, vaktinden önce bir kazaya kurban gitmezse, o da günü geldiğinde yaşlanacak ve ölecek!

Eğer evren, hiçliğin içindeki tek bir noktanın içine sığışmış olan muazzam enerji birikiminin patlamasıyla ortaya çıkmış ve 20 milyar dünya yılı kadar bir sürenin sonunda insana ulaşmış bir gerçeklikse, o taktirde hepimiz, o enerji birikiminin torunları olmalıyız!

Evrende yalnızca düzen yani kozmos yok, bir yanda da düzensizlik, yani kaos var!..

Hiç de zor değil!.. Bugünlerde yalnızca astrofizikçilerin, hem de ister istemez bir takım karmaşık formüller çerçevesinde sürdürdükleri tartışmanın özünü kavramak, aslında hiç de zor değil!.. Çünkü astrofizikçiler de bu dünyanın insanları... Ve onlar yalnızca, Antik Yunan’da, 2 bin 5 yüz yıl kadar önce doğa filozoflarının başlattığı işin; evrene ilişkin bilgileri insan aklıyla toplama ve yorumlama işinin izini sürmekteler. O günden bu güne kıdım kıdım toplanan bilgilerin ve yapılan yorumların ışığında, evrenin, hala tam da anlaşılamamış yapısına ilişkin gizleri çözmeye çalışmaktalar.

Astrofizikçiler, ya da en azından bir kısım astrofizikçiler şunu söylüyorlar:

20 milyar dünya yılı kadar önce, zamansız boşluğun, yani tek bir noktadan ibaret hiçliğin içinde büyük bir patlama olmuş. Bu patlama, bugün bütün evreni dolduran çok, ama insan aklının kavramakta zorlanacağı kadar çok miktarda enerjinin, tek bir noktadan, aşağıya yukarı eşit bir dağılımla çevreye doğru yayılmasına neden olmuş. Yani enerji, sanki bir kürenin merkezinden sınırlarına doğru dağılmaya başlamış. Ve patlamanın şiddetinden ötürü de muazzam bir hızla yol almaktaymış. Ama işte, enerjinin, ışık hızının karesiyle maddenin kütlesinin çarpımına eşit olması (E=mc2) gibi bir yasa var ya, besbelli ki bu yasayla saptanan ilişki çerçevesinde, tek noktadan çıkıp bütün evrene dağılan, daha doğrusu zaman ve mekan boyutlarıya evreni oluşturan bu enerji, zaman geçip de hızını kaybettikçe, yer yer maddeye dönüşmüş. Ve muhtemelen patlamanın dağılımı tam anlamıyla muntazam olmadığı için, enerjinin maddeye dönüşmesi rasgele bir takım noktalarda olmuş. Ve bu dönüşüm de öyle birdenbire ve aynı anda ve aynı biçimde gerçekleşmemiş.

Bir kısım astrofizikçilerin söylediklerinden şu anlaşılıyor: Süreç devam ediyor. Evren hala genişliyor. Ama, bütün patlamalardan sonra olduğu gibi bu genişleme de günün birinde duracak. Enerji ile madde, günün birinde gidebildiği son noktalara kadar gidecek; o sanal kürenin, yani evrenin henüz bilinmeyen sınırlarına kadar ulaşacak. O andan sonra, ilkin belki bir kısa duraklama dönemi yaşanacak ama ardından, kesin olarak geri çekilme başlayacak. Bu yüzden de o ana kadar hep genişleyen evren, o andan sonra büzülmeye koyulacak. Ve büzülme muhtemelen, evreni dolduran bütün maddenin ve bütün enerjinin zamansız boşlukta, yani hiçlikte tek bir nokta içine tıkıştığı kritik ana kadar sürecek. Daha açık bir deyişle, Büyük Patlama’yla doğan evren, şimdi nasıl büyüyorsa, sonra da yaşlanacak ve Büyük Çatırtı’yla ölüp gidecek.

Bir kısım astrofizikçilerin söylediklerinden (mesela Stephen Hawking), şöyle bir sonuç da çıkartılabiliyor: Eğer bu varsayım doğruysa, o taktirde belki de bizim evrenimiz, bizim bildiğimizden farklı bir zamanda ve mekanda, bir anlamda, doğan, büyüyen, yaşlanacak ve ölecek olan, ama yaşarken kendi bünyesinde bir takım bebek evrenler geliştirmesi de olası olan bir gerçeklik... Yani bizim evrenimiz de tıpkı bize benziyor: Doğmuş, büyüyor; gün gelecek yaşlanmaya başlayacak ve sonunda ölecek. Doğmuş, büyüyor; ama belki bu sürece dayanacak ölçüde güçlü olmadığı için herhangi bir iç etkiyle ya da herhangi bir dış etkiyle vaktinden önce ölüp gidecek. Doğmuş, büyüyor; yeterince güçlüyse ve yeterince olgunlaşabilirse; yani vaktinden önce ölmez de yaşayabilirse, belki yeni bir evrene, hatta yeni yeni birçok evrene bir anlamda döl vermeyi de becerecek. Ama belki de beceremeyecek.

Ve astrofizikçiler, en azından bir kısım astrofizikçiler, hayretler içinde şunu da ima ya da itiraf ediyorlar: Biz insanoğulları, hemen bugün olmasa da yarın ya da öbürgün, evrenin uyduğu kuralların, yasaların tamamını sayıp dökecek ve daha önemlisi birbirleriyle ilişkilendirebilecek hale gelebiliriz. Ve Büyük Patlama’nın hemen sonrasından başlayarak evrenin geçmişini bütün ayrıntılarıyla belirleyebiliriz. Kendisini oluşturan birimlerin değilse de evrenin bütünlüğünün geleceğine ilişkin olasılıkların tamamı hakkında da günün birinde, genel bir çerçeve içinde belki fikir edinebiliriz. Ama bu olasılıklardan hangisinin gerçekleşeceğini hiçbir zaman bilemeyeceğimiz gibi, Büyük Patlama anı ile öncesini ve Büyük Çatırtı anı ile sonrasını da kesin olarak hiçbir zaman bilemeyiz. Hiçbir zaman da bilemeyeceğiz.

İşte hepsi bu!.. Astrofizikçiler, bir takım formüllerden yararlanarak, söylediklerinin hiç değilse bir bölümünü kanıtlayabiliyor; ama bir bölümünü de, hiç değilse şimdilik, kanıtlayamıyorlar. Yine de uğraşıp duruyorlar. Bir takım kuramlar oluşturuyorlar. Sonra o kuramları adım adım geliştiriyorlar. Adım adım... Hep adım adım... Bilgi birikimi arttıkça kuramların bir kısmı çöküyor; ama bir kısmı da gelişmeyi sürdürüyor.

Ve bugün en gelişkin kuram diyor ki, hiçliğin içinde tek bir nokta varmış. O noktada büyük bir patlama olmuş ve aradan 20 milyar dünya yılı geçmiş.

Demek ki, 20 milyar dünya yılı önce hiçbir yerde hiçbir şey yokmuş... Sonra şeyler oluşmaya başlamış. İşte, güneş: Yaklaşık 5 milyar dünya yılı önce oluşmuş... Dünya ise daha da genç; yaklaşık 4,5 milyar dünya yılı önce ortaya çıkmış... Ama bugün biz, yaklaşık 6 milyar insan, güneşin altında, dünyanın üstünde dikilmiş, o 20 milyar yıllık ortak geçmişimize bakıyor ve neler olduğunu anlamaya çalışıyoruz. O halde bizim en uzak atamız enerji olsa gerek!.. O halde biz hepimiz, hiçliğin içinde patlayarak zaman ve uzam boyutlarıyla birlikte evreni oluşturan o muazzam enerji birikiminin torunlarıyız. Ve birşey daha: Eğer hepimiz bir noktadan çıkıp bir kürenin sınırlarına doğru hızla yolalan enerjiden üremişsek, o halde evrende inanılmaz bir değişim yaşanıp duruyor demektir.

Elbette yaşanıyor. Yaşanan, Büyük Patlama’nın hemen ardından başlamış olan fizik bağlamında bir evrim, ardından kimya bağlamında bir evrim ve nihayet yeryüzünde de biyoloji bağlamında bir evrim...

Bunu söyleyebilmek için astrofizikçi olmaya gerek yok: Eğer Büyük Patlama’nın hemen ertesinde çok miktarda enerji ve belki atomaltı parçacıklar dışında hiçbir şey yok idiyse ve eğer bugün, mümkün olan her biçime bürünmüş ve mümkün olan her biçimde hareket eden birçok şey var ise, fizik bağlamında bir evrimin varlığı hakkında kuşkuya düşmek herhalde sözkonusu olamaz.

Ve yine, eğer başlangıçta elementler yok idiyse, hatta elementlerin içinde gelişeceği bir ortam bile yok idiyse, ama bugün belli sayıda element, bu elementlerin çeşitli biçimlerde biraraya gelmesinden türemiş farklı farklı, inorganik-organik, cansız-canlı birçok madde var ise, fiziksel evrimin bir noktasında niteliksel bir sıçramayla kimyasal evrim aşamasına geçilmiş olduğunu düşünmek de herhalde yanlış değildir.

Ve bir kez daha, eğer başlangıçta diğer şeylerle birlikte gezegenler de yok idiyse, ancak gezegenler ortaya çıktıktan sonradır ki, kimyasal evrimin bir noktasında niteliksel bir sıçramayla, hiç değilse bazı gezegenlerde, evreni dolduran trilyonlarca gezegenden hiç değilse birkaç yüz tanesinde biyolojik evrim aşamasına geçilmiş olduğunu, hatta bu gezegenlerden birbirine çok benzemesi olası olan birkaç tanesinde biyolojik evrimin benzer bir süreç izlemiş olabileceğini söylemek de herhalde mantıklı olur.

Anlaşıldığı kadarıyla, Büyük Patlama’nın şiddetiyle, enerjiyle birlikte, yine enerjiden üreyen ve maddenin en küçük birimleri olarak nitelendirilebilecek olan ve elektrondan da belki yirmibin kez, belki de daha küçük bir takım tanecikler, çok büyük, ışık hızı kadar ya da ışık hızı dolaylarında hızlarla patlama noktasından uzaklaşmaya başlıyorlar. Hız çok büyük, kütle ise çok küçük olduğu için bu yolculuk çok uzun sürüyor.

Bu sürecin bir yerlerinde, enerji yüklü artı madde ile yine enerji yüklü eksi madde arasındaki açıklanabilir etkileşimler sonucu, sözkonusu tanecikler şu ya da bu biçimde birleşerek, yavaş yavaş ve birbirinin ardısıra, elektronları ve protonları; elektronlar, ile protonlar birleşerek, sırasıyla, orbitinde tek bir elektron bulunan en yalınından, orbitinde yüz küsur elektron bulunan en karmaşığına kadar atomları ve dolayısıyla saf madde olarak kabul edilebilecek elementleri; atomlar birleşerek molekülleri ve dolayısıyla inorganik ya da organik, cansız ya da canlı her tür maddeyi oluşturuyorlar.

Böylelikle, önce daha ziyade hidrojenden oluşan bir takım gaz bulutları, sonra farklı farklı yıldızlar, ardından bu yıldızların çevresinde dönüp duran farklı farklı gezegenler ve son olarak da hiç değilse bazı gezegenlerin çevresinde dönüp duran farklı farklı uydular ve farklı farklı diğer birçok yapı; meteoritler/göktaşları, kuyruklu yıldızlar ve kuyruklarındaki meteorlar, astreoyitler ve platenoyitler/gezegensilerle birlikte güneş sistemlerini ve dolayısıyla nebulalar/bulutsular ile galaksileri/gökadaları ve diğerler bazı oluşumları yaratacak biçimde, ağır ağır ve birer ikişer ortaya çıkıyorlar. Evrende 20 milyar yıl boyunca oluşan bu trilyonlarca gezegenden ve aydan hiç değilse birinde, yani üstünde yaşadığımız Yerküre’de, evrimin, düşünme yeteneğine sahip insan türüne kadar ulaştığını, başka hiçkimse bilmese bile, en azından biz biliyoruz.

Bu arada, yine aynı süreçte, bir başka gelişme daha yaşanıyor: Evrende, bir yanda madde, derinlemesine ve düzenli bir biçimde; çoğu bilinen, bir kısmı da henüz bilinmeyen bazı yasalara uyarak değişime uğrar ve evrimleşirken; öte yanda aynı yasalar; ışık dahil çevresindeki herşeyi yutan ve asla sır vermeyen, irili ufaklı bir takım karadeliklerin de ortaya çıkmasına neden oluyorlar. O halde, bir yanda bir takım yasaların egemen olduğu gözle görülür bir düzen sözkonusuyken, diğer yanda ne olduğu kavranamayan, açıklanamayan bir düzensizlik, sanki evreni dengeliyor. Bir yanda kozmos varken, diğer yana kaos egemen oluyor. Daha doğrusu evrende kozmos ile kaos içiçe geçmiş bulunuyor. Evrim, evrende, düzen içinde düzensizliği de yaratıyor ve büyütüyor.
olloo_mn_1437985676_delhi.jpg

 

BULUT

Aktif Üyemiz
Yönetici
Gezegen nedir ?

Gezegenler
Gezegenler
Gezegen nedir ?

Gezegen
genel tanımıyla, bir yıldız veya yıldız kalıntısı etrafında yörünge izleyen gök cisimlerine denir. Ancak bir gök cismini, gezegen olarak tanımlamak biraz zor bir iştir. Çünkü, bu tanıma aynı zamanda, asteoridler ve kuyrukluyıldızlar da uyar. Başlangıç olarak 3 maddeyle başlayalım:
Bir gezegen,

  • Kendi kütle çekimi sayesinde küresel yapı oluşturacak kadar ağır olmalıdır.
  • Termonükleer füzyona sebebiyet vermeyecek kadar da hafif (bir yıldıza göre) olmalıdır.
  • Çevresini gezegen oluşumundan kalan gaz ve tozlardan temizlemiş olmalıdır.
Uluslararası Gök Bilim Birliği (IAU) tarafından yapılan bu tanımlamaya göre, Güneş Sistemi'mizde 8 adet gezegen bulunuyor. Bunlar; Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. Bu gezegenlerin 6'sının da kendilerine ait doğal uyduları bulunuyor. Bu gezegenler incelendiğinde ise 2 alt ayrı kategoriye ayrılırlar;

  • Kayalık Gezegenler (Merkür, Venüs, Dünya, Mars)
  • Gaz Devi Gezegenler (Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün)
Bunlar dışında zamanında gezegen olarak tanımlanan Plüto, Ceres, Pallas, Vesta gibi Güneş Sistemi objeleri artık gezegen olarak tanımlanmıyor. 2005'te Astronom Mark Brown tarafından keşfedilen ve Plüto'dan daha büyük ve ağır olan Eris ve uydusu Dysnomia bu tanımlamanın yeniden düzenlenmesi gereğini ortaya çıkarttı zira; Eris, Güneş Sistemi'mizdeki en büyük 9. gök cismidir.

Ayrıca gezegenlerin, yörüngeleri üzerinde bulunan artıkları süpürüp süpürmediği de önemlidir. Bunun yanında bir de yörünge eğikliği önem teşkil ediyor. Tüm bu gelişmeler ışığında Plüto'nun da bir cüce gezegen olduğu konusunda fikir birliği sağlandı.

Ötegezegenler

Güneş Sistemi dışında yer alan başka yıldız sistemlerindeki gezegenleri ötegezegen adıyla tanımlıyoruz. 2009'da NASA, başka yıldızların yörüngelerindeki Dünya benzeri gezegenleri keşfetmek için, yörüngeye Kepler Uzay Teleskobu'nu yerleştirdi ve araştırmalar derhal sonuç verdi. Keşfedilen ötegezegen sayısı, günümüzde binleri buluyor ve bu sayı her geçen gün artıyor. Evrende milyonlarca gökada, bu gökadalarda milyonlarca yıldız ve bu yıldızların bir nevi uydusu olan onlarca gezegen olduğu düşünülürse keşfettiğimiz ötegezegen sayısı eksponansiyel bir şekilde artacak gibi gözüküyor.

Gezegelerin isimleri :

- Merkür.
- Venüs.
- Dünya.
- Mars.
- Jüpiter.
- Satürn.
- Uranüs.
- Neptün.
 

BULUT

Aktif Üyemiz
Yönetici
Merkür

Merkür
Merkür
Merkür:

Güneşe uzaklığı: 46 - 58 - 69 Mio km
Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.206
Yörüngesel eğiklik: 7 0
Eksensel eğiklik: 2 0
Çap: 4870 km
Kurtulma hızı: 4.2 km/sn
Kütle: 0.055 (Yer = 1)
Hacim: 0.056 (Yer = 1)
Yoğunluk: 5.44 (su =1)
En yüksek kadir: -1.9
Dolanım süresi: 88 gün
Eksensel dönme: 58.6 gün
Kavuşum dönemi: 116 gün
Uyduları: Yok
Gözlem koşulları: Güneşe en yakın gezegendir. Çıplak gözle görülebilmesi ancak güneş ufkun hemen altındayken mümkün olabilir. Merkür'ün kavuşum dönemi 116 gündür bu sürenin yarısında Güneşin önünden gider, yani batısındadır,diğer yarısında ise Güneşin arkasından gider yani doğusundadır. Merkür Mart ve Nisan aylarında akşam yıldızı olarak, Eylül ve Ekin aylarında ise sabah yıldızı olarak en iyi şekilde görülebilir. Küçük teleskopla yoğun, beyaz bir cisim olarak görülür ve dönemleri ayırt edilebilinir.

Merkür, Güneş Sistemi’ndeki dokuz gezegenin en küçüğüdür. Antik Dönem’den beri bilinen beş gezegenden en az dikkat çekenidir. İlk kez MÖ 3000’li yıllarda Sümerlerce gözlenmiş ve MÖ 1400’lü yıllarda da Asurlu gökbilimcilerce kayıtları tutulmaya başlanmıştır. Güneş’e ortalama 58 milyon km uzaklıktaki yörüngesiyle ona en yakın gezegendir. Güneş’e bu denli yakın olduğu için Dünya’dan ancak sabahları gün doğumundan hemen önce doğu ufkunda ve akşamları gün batımından hemen sonra batı ufkunda görülebilir. Yaklaşık bir saatlik bir gözlem penceresi vardır. Gezegen gökyüzünde çok hızlı ilerlediğinden ona Yunan mitolojisinde Tanrıların Habercisi Hermes’in adı verilmiştir.

Roma mitolojisinde de Ticaret Tanrısı ve Tanrıların Habercisi olan Mercurius ile özdeşleştirilmiştir.Merkür’ün yörünge düzlemi Dünya’nın yörünge düzlemiyle (ekliptik düzlem) 7 derecelik bir açı yapar. Gezegenin oldukça basık elips şeklinde bir yörüngesi vardır. Güneş’in çevresindeki bir turunu çok hızlı (saniyede 48 km –Dünya’nın dönüş hızının 1,6 katı) ve çok kısa sürede (88 dünya gününde) tamamlar. Gökyüzünde hep ufka çok yakın göründüğünden ona yönelik gözlemler atmosferdeki tozdan ve hava hareketlerinden hep olumsuz etkilenmiştir. Gezegen ekseninde dönerken yüzeyini gözleyip yüzey şekillerinin ne kadar zaman sonra yeniden aynı noktaya geldiğini izlemek çok zordur.

O nedenle uzun bir süre Merkür’ün kendi eksenindeki dönüş süresi bilinememiştir. Bazı bilim insanları da tıpkı Ay’ın Dünya çevresindeki dönüşünde olduğu gibi, Merkür’ün de Güneş çevresindeki dönüşünün kendi ekseninde dönüşüyle aynı sürede olduğunu düşünmüştür. Sonunda Doppler etkisinden yararlanılarak yapılan radar ölçümleriyle (gezegenin iki ucuna elektromanyetik dalgalar gönderip yansıyan dalgaların frekanslarındaki değişimlere bakarak) Merkür’ün kendi eksenindeki dönüşünü 58,7 günde tamamladığı anlaşılmıştır. Bu durumda iki Merkür yılında (2 x 88 dünya günü), ancak üç Merkür günü (3 x 58,7 dünya günü) olur. Bundan dolayı Merkür’de arka arkaya iki Güneş doğuşu arasında geçen süre 176 gündür.

Bir başka deyişle Merkür’de 88 gün boyunca aydınlık ve sonraki 88 gün boyunca da karanlık olur.19. yüzyılda Merkür’ün yörüngesine yönelik dikkatli gözlemler yapılmasına karşın gökbilimciler, Newton hareket yasalarıyla onun yörünge hareketlerini bir türlü tam olarak açıklayamamışlardır. Bu nedenle de Güneş ile Merkür arasında bir başka gezegenin olması gerektiği ve onun kütleçekim etkisinin Merkür’ün yörüngesinde sapmalara yol açtığı düşünülmüştür. Hatta bu varsayımsal gezegene Vulkan adı verilmiştir. Halbuki ne Vulkan diye bir gezegen vardı ne de Merkür’ün hareketinde sıra dışı bir durum. Ortadaki sorun Newton yasalarının Merkür’ün yörünge hareketini açıklamada yetersiz kalışıydı. Bu durum Einstein’ın genel görelilik kuramıyla açıklığa kavuştu. Genel göreliliğe göre Merkür’ün yörüngesini, Güneş’in yakın çevresindeki uzay-zamanı eğişi belirliyordu. Bu kuramın formülleriyle 1915’te Merkür’ün yörüngesi doğru olarak öngörülebildi.

Merkür jeolojik açıdan çok uzun zamandır ölü bir gezegendir. Kabuğu kayalardan oluşan bu küçük gezegenin yüzeyi, Ay’ın yüzeyine çok benzer; dağlar, düzlükler vardır ve küçüklü büyüklü birçok kraterle kaplıdır. Gökbilimciler Merkür’ün yüzeyindeki büyük kraterlere Homer, Dickens, Renoir, Michelangelo, Bach gibi ünlü yazar, ressam ve müzisyenlerin adlarını vermiştir. Bu kraterlerden Carolis, büyüklüğüyle dikkat çeker; çapı 1350 km’dir. Carolis, Güneş Sistemi’nde gerçekleşmiş en şiddetli çarpışmalardan birinin sonucunda (100 km çaplı bir göktaşının çarpmasıyla), yaklaşık dört milyar yıl önce oluşmuştur. Son bir milyar yılda gezegene göktaşı çarpma sıklığı çok azalmıştır. Bunun yanında Merkür’ün volkanik etkinlikleri de durmuştur. Dolayısıyla gezegenin yüzeyi neredeyse hiç değişmeden kalmıştır.

Merkür’ün çapı 4880 km’dir. Bu haliyle Ay’dan biraz daha büyük, Jüpiter’in uydusu Ganymede ve Satürn’ün uydusu Titan’dan da biraz daha küçüktür. 5,42 g/cm3 yoğunluğuyla Merkür, Dünya’dan sonra yoğunluğu en büyük ikinci gezegendir. Hacmi küçük olan bu gezegenin kütlesinin alışılmadık büyüklüğü, merkezindeki 3600 km çaplı, büyük demir çekirdekten kaynaklanır. Öte yandan Merkür’ün yüzeyine yönelik gözlemlerde hiç demire rastlanamamıştır. Yüzeyinde hiç demir bulunmayan bir gezegenin nasıl büyük bir demir çekirdeğinin olduğu hâlâ tam olarak anlaşılabilmiş değildir. Küçük ama kütleli bir gezegen olan Merkür’ün kütleçekim ivmesi, yerçekimi ivmesinin 0,37’si kadardır (Mars’ınkiyle aynıdır). Yani Dünya’da 80 kg gelen biri, Merkür’de 29,6 kg gelir.Bir gökcisminin atmosfer tutabilmesi iki etmene bağlıdır: sıcaklığa ve kaçış hızına (yani kütlesine).

Merkür hem çok sıcaktır, hem de küçük gezegenin kütleçekim kuvveti yeterince güçlü değildir. Kısacası gezegenin, kalınca bir atmosferi sürekli olarak tutabilecek özelliği yoktur. Sıcak gaz molekülleri, kaçış hızı düşük Merkür’den kolayca uzaya kaçmıştır. Yine de gezegenin çok çok ince ve kararsız bir atmosferi vardır. Merkür’ün yüzeyindeki atmosfer basıncı Dünya’da deniz düzeyindeki basıncın ancak trilyonda biri kadardır (~10-9 milibar). Bu haliyle aslında “Merkür’ün atmosferi yoktur” demek daha doğru olur. Bu nedenle orada gökyüzü gündüzleri bile siyah görünür. Yakınlık nedeniyle Güneş de gökyüzünde Dünya’dan göründüğünden 2,5 kat daha büyük durur.Hiç doğal uydusu bulunmayan gezegenin ekseni Dünya’nınki gibi eğik değildir, ekliptik düzleme diktir. Bunun sonucunda gezegende mevsimsel değişimler olmaz. Doğa koşulları çok serttir.

Sıcaklık gezegenin aydınlık yanında 430 dereceye kadar yükselirken, karanlık yanında -170 dereceye kadar düşer. Atmosferi yok denecek kadar ince olduğundan, atmosferin sıcaklık üzerinde düzenleyici bir etkisi, ısıyı gezegene yayacak atmosfer hareketleri de yoktur. Güneş Sistemi’nde gece ile gündüz arasındaki en yüksek sıcaklık farkı Merkür’de olur.Oldukça küçük bir gezegen olmasına karşın, Merkür’ün şaşırtıcı bir şekilde sabit ve kararlı bir manyetik alanı vardır. Bu manyetik alan, tıpkı Dünya’da olduğu gibi iki kutupludur. Ne var ki Dünya’dakinden farklı olarak Merkür’ün manyetik kutupları, coğrafi kutuplarıyla neredeyse örtüşür. Aslında Merkür’ün manyetik alanı, güneş rüzgârını çoğu zaman engelleyecek bir manyetosfer şeklindedir. Bu şekliyle de Dünya’nın manyetosferinin küçük bir kopyası gibidir.Ancak Dünya’nın manyetosferinin yüzde 1’i kadar güçlüdür.

Merkür’ün manyetosferinin de tıpkı Dünya’nınki gibi dinamo etkisinden kaynaklandığı tahmin ediliyor (Dinamo etkisi, bir gezegenin demir açısından zengin, sıvı haldeki çekirdeğinin dönüşüyle oluşur).Oksijenin yokluğu ve aşırı sıcak oluşu nedeniyle, Merkür bitki ve hayvanların yaşaması için uygun bir yer değildir. Aslında bilim insanları Merkür’ün çetin koşullarında yalnızca bitki ya da hayvanların değil, herhangi bir yaşam biçiminin var olamayacağını düşünüyor.Uzay araştırmaları başlayana kadar Merkür hakkında neredeyse hiçbir şey bilinmiyordu. Aslında onunla ilgili bilgilerimiz hâlâ çok azdır. Bunda gezegenin hem küçük, hem de Güneş’e yakın oluşunun etkisi vardır. Dünya’ya en yakın olduğu dönemlerde karanlık yüzü bize dönüktür. Dolun olduğundaysa Güneş’in arkasında kalır. Merkür’e yönelik teleskoplu ilk gözlemleri 1600’lü yılların başında Galileo Galiei yapmıştır. Ama Galilei’nin teleskopu Merkür’ün evreleri olduğunu gösteremeyecek denli güçsüzdü. Teleskoplar giderek güçlendi ama Merkür’ü gözlemek hiç kolaylaşmadı.

18. yüzyılın sonlarına doğru, ünlü gökbilimci William Herschel sistemli olarak Merkür’ü gözledi, ama pek de başarılı sonuçlar elde edemedi. Ondan sonra birkaç başarısız girişim daha oldu.1962’de Sovyet bilim insanları ilk kez Merkür’e radar sinyalleri gönderdi ve yansıyan sinyalleri toplamayı başardı. Böylece Merkür’e yönelik radarlı gözlemler başladı. Bu gözlemlerin sonucunda, tıpkı Ay’da olduğu gibi, Merkür’ün de kutup bölgelerinde, sürekli karanlık olan bazı kraterlerde buz bulunabileceği fark edildi. Bu olası suyun kaynağı olarak da gezegene çarpan kuyrukluyıdızlar ileri sürüldü.Merkür hakkındaki bilgilerimizin asıl kaynağı Amerikan Havacılık ve Uzay Dairesi’nin (NASA), yaklaşık 40 yıl önce, 1973’te Venüs ve Merkür’ü incelemek amacıyla fırlattığı Mariner 10 adlı uzay aracıdır. Mariner 10’un, gönderdiği 2000 dolayında fotoğraf sayesinde, Merkür’ün yüzeyinin ancak yüzde 45’inin haritası çıkartılabilmiştir.

1990’da Dünya yörüngesine yerleştirilen Hubble Uzay Teleskopu, Merkür’e yönelik merakımızı giderebilecek kadar güçlüydü. Ne var ki Merkür’ün Güneş’e çok yakın oluşu Hubble’daki duyarlı aygıtların Merkür gözlemi sırasında hasar görebileceğini düşündürdü. O nedenle Merkür, Hubble ile de gözlenemedi. Neyse ki NASA’nın Ağustos 2003’te Merkür’ü incelemek amacıyla fırlattığı MESSENGER adlı uzay aracından da ilk veriler gelmeye başladı. MESSENGER, Ocak 2008’de Merkür’ün 200 km yakınından geçerken daha önce hiç görülmemiş güney kutup bölgesinin fotoğraflarını çekti. Bu gezegenle ilgili asıl veri akışı, uzay aracı Mart 2011’de Merkür’ün çevresinde bir yörüngeye oturduğunda başladı.

Merkür’ün bilim insanları açısından önemi Dünya, Venüs ve Mars’ın oluştuğu süreçte ortaya çıkmış bir başka karasal gezegen olmasından kaynaklanır. Ortak yaşanmış bu sürecin sonunda Merkür’ün neden böyle yoğun bir gezegen olduğunu, Mars ve Venüs manyetik alanlarını yitirmişken Merkür’ün neden hâlâ bir manyetosferinin kaldığını, aşırı ince de olsa atmosferinin sürekli kendini nasıl yenilediğini ve Merkür’le ilgili başka gizemli konuları açıklığa kavuşturmak, onları çözmek, gezegen oluşum süreçleri konusundaki bilgileri zenginleştirmesi açısından çok değerlidir.
 

BULUT

Aktif Üyemiz
Yönetici
Venüs

Venüs
Venüs
Venüs:

Güneşe uzaklığı: 107.3 - 107.5 - 107.8 Mio km
Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.007
Yörüngesel eğiklik: 3.4 0
Eksensel eğiklik: 178 0
Çap: 12.104 km
Kurtulma hızı: 10.3 km/sn
Kütle: 0.815 (Yer = 1)
Hacim: 0.86 (Yer = 1)
Yoğunluk: 5.25 (su =1)
En yüksek kadir: -4.4
Dolanım süresi: 224.7 gün
Eksensel dönme: 243.16 gün
Kavuşum dönemi: 584 gün
Uyduları: Yok
Gözlem koşulları:Güneş ve Ay'dan sonra gökyüzündeki en parlak cisimdir. En parlak olduğu dönemlerde (Güneşe çok yakın olmadığında) gündüz de görülebilir. Venüs'ün kavuşum dönemi 584 gündür. Bu sürenin yarısında (10 aydan biraz kıs bir süre) Güneş'den önce doğar, diğer yarısında da Güneş'den sonra batar. Kuzey yarımkürede, en iyi gözlem zamanı sonbahar sabahlarıdır. Çıplak göze Venüs, sabit, beyaz bir ışıkla parıldayan parlak bir cisim olarak görülür. Çok parlak olmasının nedenleri güneşe yakın olması ve Güneşten gelen ışığın %80'ini yansıtmasıdır (albedo değeri).

Halk arasında Akşam Yıldızı ya da Sabah Yıldızı olarak da bilinen Venüs, Güneş’e en yakın ikinci gezegendir. Adını Romalıların Aşk ve Güzellik Tanrıçası’ndan alır. Gerçekten de geceleri Venüs’ün etkileyici parlaklığı, gökyüzündeki bütün yıldızları açık ara geride bırakır. Gezegen o denli dikkat çekicidir, o kadar göze çarpar ki, sık sık UFO zannedilir. Venüs bu çekici parlaklığını atmosferindeki kalın bulut tabakasına borçludur; çünkü bulutların albedosu, yani ışığı yansıtma gücü yüksektir. Venüs’ün bulutları Güneş’ten gelen ışınların büyük bölümünü (yüzde 80’ini) yansıtır.

Tıpkı Merkür gibi, Venüs de Güneş’e Dünya’dan daha yakın bir yörüngede döner. O nedenle o da Merkür gibi gökyüzünde hep Güneş’e yakın bulunur. Güneş battıktan sonra batı ufkunda ve Güneş daha doğmadan doğu ufkunda görülebilir. Ama Venüs, Güneş’e Merkür’den daha uzak olduğu için daha uzun bir süre, beş buçuk saat kadar, gökyüzünde kalır. Bu da gözlem için oldukça yeterli bir süredir. Küçük bir teleskopla bile gözlendiğinde, Venüs’ün de Merkür ve Ay gibi zamanla görüntüsünün değiştiği, yani evreleri olduğu anlaşılır. Venüs’ün evrelerini ilk gören 1610’da Galilei olmuştur. Galilei yaptığı bu gözlemden Venüs’ün aslında Dünya’nın çevresinde değil, Güneş’in çevresinde döndüğü sonucunu çıkarmıştır. Güçlü bir teleskopla, hatta dünyanın en güçlü teleskopuyla bile bakıldığında, Venüs yalnızca parlak bir daire şeklinde görülür. Optik teleskoplarla gezegenin yüzeyine ilişkin hiçbir ipucu elde edilemez; çünkü atmosferindeki kalın bulut tabakası buna izin vermez. Aylar boyunca süren gözlemlerde yalnızca evreden evreye geçen gezegen görülür: hilal Venüs, yarım Venüs, şişkin Venüs, yeni Venüs, hilal Venüs…

Venüs, Güneş Sistemi’nde en içte yer alan dört karasal gezegenden ikincisi ve Dünya’ya en çok benzeyenidir. Öyle ki Dünya’nın ikizi olarak kabul edilir. Bu iki gezegen büyüklük, yoğunluk, kütleçekim kuvveti ve kimyasal bileşim açısından birbirine benzer. Venüs’ün çapı 12.104 km’dir; Dünya’nınkinden 650 km kadar küçük. Kütlesi Dünya’nın kütlesinin yüzde 81,5’i kadardır. Kütleçekim ivmesi de yerçekimi ivmesinin 0,9 katıdır. Yani Dünya’da 80 kg gelen biri, Venüs’te 72 kg gelir. Ne var ki, iki gezegen arasındaki benzerlikler bunlarla sınırlı gibidir ve aslında yakından incelendiklerinde, aralarındaki benzerliklerden daha çok farklar dikkat çeker. Bunların başında da, Venüs’ün güneş rüzgârına ve kozmik ışınlara karşı kendisini koruyacak bir manyetik alanının olmayışı gelir.

Venüs’ün elips şeklindeki yörüngesi, gezegenler arasında çembere en yakın olanıdır; neredeyse tam bir çemberdir. Gezegen, Güneş çevresindeki bir turunu 225 günde tamamlar. Ama kendi ekseninde aşırı yavaş döner; bir günü 243 dünya günüdür. Yani Venüs’te bir gün, gezegenin bir yılından uzun sürer. Birçok gezegenin kendi ekseninde hızlı dönmesi nedeniyle ekvatorunda oluşan şişkinlik bu yavaş dönüş nedeniyle Venüs’te oluşmamıştır ve gezegenin yapısı küreye çok yakındır. Venüs’ün eksen eğimi de anormaldir: 177,4° (Dünya’nınki 23,5°dir).

Bir başka deyişle Venüs, kendi ekseninde, Güneş Sistemi’ndeki bütün gezegenlerin tersi yönde, doğudan batıya doğru döner. Yani Venüs’te Güneş batıdan doğar ve doğudan batar. Gezegenin ekseninin dönüş yönünün nasıl değiştiği tam olarak bilinmiyor, ama buna milyarlarca yıl önce gerçekleşmiş şiddetli bir çarpışmanın yol açtığı düşünülüyor. Kendi eksenindeki dönüş yönüyle Güneş çevresindeki dönüş yönünün ters olması nedeniyle Venüs’te arka arkaya iki Güneş doğuşu arasında 117 gün geçer.

Venüs ve Dünya
Venüs ve Dünya
Venüs’te mevsimler yoktur. Bu hem yörüngesinin neredeyse çember şeklinde olmasından (gezegen Güneş’e hep aynı uzaklıktadır), hem de ekseninin yörünge düzlemine neredeyse dik olmasından kaynaklanır. Venüs yörüngesinde ilerlerken hiçbir zaman herhangi bir yarımküresi ya da kutbu belirgin bir biçimde Güneş’e dönük olmaz.

Teleskoplu ilk gözlemlerde, Venüs’ün sürekli bir bulut tabakasıyla kaplı olduğu ve yoğun bir atmosferi bulunduğu anlaşılmıştı. Buradan Venüs’ün sıcak ve nemli bir gezegen olduğu, hatta Dünya’nın yüz milyonlarca yıl önceki halini andıran, dev ormanlarla kaplı, tıpkı Karbonifer’in bataklık ormanları gibi ve değişik canlı türleriyle dolu bir yer olduğu görüşü yaygınlaştı, popülerleşti. Ne var ki gezegenin çok yoğun bir atmosferi olmasının dışında, bu popüler görüşün gerçekte hiçbir doğru yanı yoktu.

Venüs’ün yüzeyden 80 km yukarıya kadar uzanan, aşırı yoğun bir atmosferi vardır. Bu atmosfer Dünya’nınkinden çok farklıdır; ama tıpkı Dünya’da olduğu gibi Venüs’te de atmosferi iki temel gaz oluşturur: Karbondioksit (yüzde 96,5) ve azot (yüzde 3,5). Atmosferin geri kalan çok küçük bölümü de eser miktarda kükürtdioksit, argon, su buharı, helyum ve neondan oluşur. Gezegende, atmosferindeki karbonu kayalarda hapsedecek, Dünya’dakine benzer bir karbon çevrimi ya da biyokütle olarak bedenlerinde tutacak canlılar yoktur.

Yüzeyden 50-70 km yukarıda bulunan ve bütün gezegeni saran bulut tabakası yaklaşık 20 km kalınlıktadır. Venüs’teki bulutlar, Dünya’dakilere pek benzemez. Dünya’daki bulutlar su buharından oluşur ve beyaz renklidir. Venüs bulutlarının rengi beyaz değildir; içeriğindeki sülfürikasit nedeniyle sarıdır. Bu nedenle gezegende yağan yağmur da su değil, sülfirikasittir ve yağmur damlaları daha yüzeye varamadan, yaklaşık 25 km yukarıda, buharlaşır. Yüzeye yakın bölgelerde rüzgârlar çok yavaştır; saatte ancak birkaç kilometre hızla eser. Ne var ki, yükseklerdeki bulut tabakasında batıya doğru çok şiddetli esen rüzgârlar vardır. Öyle ki hızları bazen saatte 350 km’yi aşan bulutlar, dört günde bir gezegeni dolanır.

Venüs, adını Roma Aşk Tanrıçası’ndan almış olabilir, ama gezegenin yüzeyi ve atmosferi geleneksel cehennem tasvirlerini çağrıştırır. Güneş’e Merkür’den yaklaşık iki kat daha uzaktır ve gezegeni saran bulut tabakası yüzünden Merkür’ün aldığı güneş ışınlarının ancak dörtte birini alır. Bu durumda Venüs’ün aslında soğuk bir gezegen olması beklenir. Ne var ki Venüs, Güneş Sistemi’nin en sıcak gezegenidir. Kalın bulut tabakasının üstündeki sıcaklık -25 derece kadarken gezegenin yüzey sıcaklığı 470 dereceyi geçer. Bunun nedeni de sera etkisinin yol açtığı küresel ısınmadır. Venüs’ün atmosferine ulaşan güneş ışınlarının yüzde 80’i geri yansır. Bulutlardaki karbondioksit ve su buharı geri kalan güneş ışığının geçişine izin verir, ama yüzeydeki sıcak toprak ve kayalardan yayılan kızılötesi ışınların uzaya geçmesine izin vermez. Yoğun atmosferindeki karbondioksit bu ısıyı tutar. Şiddetli sera etkisi Venüs’ün sürekli sıcak kalmasına yol açar. Bulutlardan süzülen sarı-turuncu ışık yüzünden, gezegenin yüzeyi turuncu renkte görünür ve gündüzleri yeryüzünden biraz daha az aydınlık olur.

Venüs’ün ekvatoru kutuplarına göre daha çok güneş ışığı alır. Yine de bu bölgeler arasındaki sıcaklık farkı birkaç dereceyi geçmez. Aynı durum gece ile gündüz sıcaklıkları için de geçerlidir. Bulutların üstünde esen rüzgârlar ısıyı kutup bölgelerine iletir. Sonuç olarak mevsimlerin olmadığı Venüs’te hava durumunda da hiçbir değişiklik olmaz; hep aynıdır. Sıcaklığın yanında Venüs’ün yüzeyindeki basınç da anormaldir: 92 bar. Bu, yeryüzünde deniz düzeyindeki basıcın 92 katına ya da denizin yaklaşık 1 km derinliğindeki basınca eşdeğerdir.

Dünya’da yerkabuğu büyüklü küçüklü plakalardan oluşmuştur ve bu plakalar yılda birkaç santimetrelik çok yavaş, ama sürekli hareket halindedir. Bu hareketler depremlere ve yanardağ etkinliklerine yol açar. Venüs’ün kabuğuysa tek bir plakadan oluşur. Bu kabuğun yanlamasına hareketi yoktur; ama aşağı yukarı hareket eder. Bununla birlikte Venüs’te tektonik süreçlerin oluşturduğu birçok yüzey şekli yeryüzündekilerin aynıdır; ama Dünya’da hiç bulunmayan birtakım özgün yüzey şekilleri de vardır. Radar görüntülerine göre, Venüs’ün bütün yüzeyi kuru ve kayalıktır. Sıcaklık yüzünden sıvı su bulunmaz. Yüzeyin yüzde 85’lik bölümü lav akıntılarının oluşturduğu alçak ve görece düz alanlarla kaplıdır. Gezegenin yüzde 60’ının yükseklik ortalaması da 500 m’nin altındadır. Biri kuzey yarımkürede biri ekvatorun hemen güneyinde ve sonuncusu da güney kutup bölgesinde olmak üzere üç yüksek düzlük alan bulunur. Bunlar “kıta” olarak düşünülür; ama ne okyanusla çevrilidirler, ne de kendilerini taşıyan bağımsız plakaları vardır. “Kıta”lar yalnızca çevrelerindeki düz alanlardan birkaç kilometre daha yüksek düz alanlardır. Yaklaşık Avustralya büyüklüğünde olan kuzeydeki “kıta”nın adı Ishtar Terra’dır (İştar’ın Ülkesi). 11 km yüksekliğiyle gezegenin en yüksek dağı Maxwell Montes (Himalayalarla karşılaştırılabilecek bir dağ sırasıdır) burada bulunur. Güney Amerika kadar büyük olan güneydeki ilk “kıta”nın adı Aphrodite Terra’dır (Afrodit’in Ülkesi). Güney kutup bölgesinde yer alan ve yaklaşık Antarkitika kadar büyük olan üçüncü “kıta”nın adı da Lada Terra’dır (Lada’nın Ülkesi). Gökbilimciler birkaç istisna dışında Venüs’teki bütün yüzey şekillerine tarihteki ve mitolojideki ünlü kadınların adlarını vermiştir; İştar Babillilerin, Afrodit Eski Yunanların ve Lada da Slavların Aşk Tanrıçalarıdır.

Venüs’te Dünya’dakinin birkaç katı kadar yanardağ vardır. Bilim insanları gezegendeki volkanik etkinliklerin hâlâ sürdüğünü düşünüyor. 1978’de uzay araçlarının Venüs’ün atmosferinde ölçtüğü kükürtdioksit oranı, 1986’daki ölçümlerin on katı kadar çıkmıştı. Bu farkın nedeninin 1978’deki ölçümden kısa bir süre önce gerçekleşen büyük bir yanardağ etkinliği ve o sırada da atmosfere salınan bol miktarda kükürtdioksit olduğu düşünülüyor.

Yanardağların yanı sıra, Venüs’ün yüzeyinde asteroit ve kuyrukluyıldızların yol açtığı ve düzgün bir dağılım gösteren 963 çarpma krateri de vardır. Ama buradaki çarpma kraterleri başka gezegenlerdekilere pek benzemez. Çünkü Venüs’te şiddetli çarpmanın etkisiyle çarpma noktasının çevresinde aşırı ısınan kayalar bir türlü soğumaz, eriyik olarak kalır ve kraterin dışına doğru çiçek deseni oluşturacak şekilde akarlar. Bu kraterlerin en büyüğü 280 km çaplı Mead’dir. Venüs’te 1,5 km’den küçük çaplı çarpma krateri yoktur. Çünkü bu çapta bir krater oluşturacak göktaşları yaklaşık 50 m çapında olur ve 50 m’den küçük çaplı göktaşları da yoğun Venüs atmosferinden geçerken parçalanır, yanar ve yüzeye ulaşamaz.

Araştırmalar birkaç milyar yıl önce Venüs’ün atmosferinin Dünya atmosferine benzer bir yapıda olduğunu ortaya koyuyor. O dönemde Venüs’te de bol miktarda su bulunduğu düşünülüyor. Ne var ki o suyun yüzeyde değil de, atmosferde olduğu tahmin ediliyor. Venüs yüzeyinde göl ya da denizlerin olduğu pek düşünülmüyor. Ancak vardıysa bile, bu su da şiddetli sera etkisi nedeniyle zamanla buharlaşmış ve geride de çöl benzeri aşırı kuru bir gezegen kalmış olmalı.Venüs, Ay’dan sonra Dünya’ya en yakın gökcismidir. Yine de en yakın olduğu dönemde bile, bize Ay’ın yaklaşık yüz katı uzaktır. Bu 41 milyon kilometrelik uzaklık aslında astronomik açıdan oldukça küçüktür. Bu nedenle Venüs, uzay araştırmaları için kolay bir hedef oluşturur. Optik teleskoplarla bulutların altı görülemez; ama ışık ışınlarının aşamadığı kalın bulut tabakasını radyo dalgaları kolayca aşar. Venüs hakkındaki ilk bilgiler de zaten radar gözlemleriyle elde edilmiştir. Gezegene gönderilen radyo dalgaları yoğun atmosferden ve kalın bulut tabakasından hiç zorlanmadan geçer, yüzeye çarpar ve yansıyarak Dünya’ya geri döner. Gelen radyo dalgalarından da Venüs’ün yüzey şekillerini gösteren resimler oluşturulur. Kuşkusuz daha ayrıntılı görüntüler ve veriler Venüs’ü incelemek için gönderilen uzay araçlarından elde edilmiştir.

Günümüzde Venüs üzerine çalışan bilim insanlarının temel amacı Venüs’ün bu zorlu atmosfer ve yüzey koşullarının nasıl ortaya çıktığını açıklığa kavuşturmaktır. Buradan yola çıkarak da yeryüzündeki iklim değişimlerinin neden ve sonuçlarını daha iyi anlamaya çalışırlar.

Venüs en çok uzay aracı gönderilen ve en iyi incelenen birkaç gezegenden biridir. Rusya (Sovyetler Birliği) ve ABD, Venüs’e, başarıyla veri ve görüntü aktaran, toplamda 20’yi aşkın uzayı aracı göndermiştir. Venüs’ü araştırmaya yönelik ilk uzay aracını Sovyetler Birliği 1961’de fırlatmıştır, ama uzay aracıyla bağlantı kısa süre sonra kopmuştur. ABD’nin Temmuz 1962’de fırlattığı Mariner 1 ise denize düşmüştür. Ama Ağustos 1962’de fırlatılan Mariner 2, Venüs’ün 34.000 km yakınına kadar gidebilmiştir. Mariner 2, gezegen araştırmalarına yönelik ilk başarılı uzay aracıdır ve gezegen araştırmaları çağı aslında onunla başlamıştır denebilir.

Venüs Uzay aracı
Venüs Uzay aracı
Sovyetler Birliği 1961 ile 1983 arasında Venüs’e Venera serisinden 16 uzay aracı göndermiştir. Bunlardan başarılı olan bir bölümü Venüs atmosferini incelemiş ya da yüzeye (bile) inmiştir. Örneğin Venera 13, 1 Mart 1982’de yüzeye inmiş, 470 derece sıcaklığa ve 92 atmosfer basınca tam 127 dakika dayanıp toprak analizi yapmış, Dünya’ya önemli bilgiler ve yüzeyin renkli görüntülerini aktarmıştır. 1978’de ABD, Pioneer Venus adlı uzay aracını Venüs’e göndermiştir. Bu aslında bir uydu ve bir sondadan oluşan bir araçtı. Uydu Venüs’ün yörüngesine oturdu ve 14 yıl boyunca gezegenle ilgili veri gönderdi. Sonda ise aslında biri büyük, üçü küçük dört sondadan oluşuyordu. Sondalar Venüs’e düşürüldü ve düşüşleri sırasında atmosfere ilişkin veri toplandı. ABD’nin daha sonra gönderdiği Magellan adlı uzay aracıysa 1990 ile 1994 arasında Venüs’ün yörüngesinde dönerek gezegenin haritasını çıkartmıştır.

Avrupa Uzay Ajansı (ESA) Kasım 2005’te Venüs’ü incelemek ve özellikle atmosferini araştırmak için Venus Express adlı bir uzay aracı göndermiştir. Bu uzay aracı Nisan 2006’da gezegenin çevresinde (kutuptan kutba) bir yörüngeye oturmuş ve onun yapay uydusu olmuştur. Venus Express, Venüs’ün atmosferini, bulutlarını ve birtakım yüzey özelliklerini 500 gün boyunca (iki Venüs günü) ayrıntılı olarak incelemiştir. Görevini başarıyla tamamlayan uydunun görev süresi de 2012’ye kadar uzatılmıştır. Venus Express aynı zamanda Venüs’ün yörüngesinden Dünya’daki yaşamın izlerini de gözlemiştir. Bu konudaki çalışmalardan, başka yıldız sistemlerindeki Dünya benzeri gezegenleri incelemede yararlanılması planlanmaktadır.

Son olarak Japon Uzay Araştırmaları Ajansı (JAXA) Venüs’e, Mayıs 2010’da AKATSUKI adlı bir uzay aracı yolladı. AKATSUKI de tıpkı Venus Express gibi Venüs’ün yörüngesine oturdu ve onun yapay uydusu oldu. Bu uydunun amacı da gezegenin meteorolojik olaylarını daha ayrıntılı olarak araştırmak, Venüs’ten uzaya kaçan gazları incelemek, volkanik etkinliklerin hâlâ sürüp sürmediğini bulmak ve Venüs’ün yakın plan fotoğraflarını çekmektir. Rusya da yıllardan sonra yine Venera serisinden bir uzay aracını, Venera-D’yi 2016’da Venüs’e göndermeyi planlıyor.

Bu kez aynı uzay aracında bir uydu, bir yüzey aracı ve bir çift de atmosfer balonu yer alacak. Uydu, Venüs’ün çevresinde dönerken balonlar atmosferde (en az 5 gün boyunca) iki farklı yükseklikte kalacak ve yüzey aracı da Venüs’ün yüzeyinde araştırmalar yapacak. Asıl amaç yine Venüs’ün atmosferini incelemek, ama yüzey aracıyla toprak analizi ve sismik araştırmalar da yapılması planlanıyor.
 

BULUT

Aktif Üyemiz
Yönetici
Dünya

Dünya
Dünya
YER (Earth):

Güneşe uzaklığı: 147.2 - 149.6 - 152 Mio km
Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.017
Yörüngesel eğiklik: 23.4 0
Eksensel eğiklik: 0 0
Çap: 12.753 km
Kurtulma hızı: 11.2 km/sn
Kütle: 1
Hacim: 1
Yoğunluk: 5.52 (su =1)
En yüksek kadir: - - -
Dolanım süresi: 365.2 gün
Eksensel dönme: 23 s 56 dk
Kavuşum dönemi: - - -
Uyduları: 1 tane Ay

Güneş sistemindeki gezegenlerden biri. Dünyanın uzaydan görünüşü mavi olduğu için uzay dilinde dünya mavi gezegen ismi ile de çağrılır.

Bu mavilik atmosferde bulunan oksijenin, güneş ışığının tayfı neticesidir. Bu mavilik aynı zamanda kainatta yegane canlı bulunan yerin dünya olduğunu da göstermektedir. Dünya güneşten itibaren üçüncü büyük gezegendir. Güneşten 149.589.000 km uzakta elipsoidal bir yörünge boyunca dönmektedir. Güneş etrafındaki bir dönüşü güneş yılı olarak tarif edilmiş olup 365 gün 5 saat 48 dakika ve 46 saniyedir. Bu dönüşünden mevsimler hasıl olur.

Kutuplardan basık karpuz biçimindedir. Dünyanın yuvarlak olduğunu Avrupalılardan ilk açıklayanlar Kopernik (1540) ve Galile (1640)dir. Bundan çok daha önce dünyanın yuvarlak olup döndüğünü büyük İslam alimleri mesela, Biruni isbat etmişti. Endülüs İslam Üniversitesinde astronomi profesörü olan Nureddin Batruci ise 1185 senesinde yazdığı El-Hayat kitabında bugünkü astronomiyi anlatmaktadır. Pekçok Avrupalı Endülüs Üniversitesinde tahsil yapmış, fennin Avrupa’ya yayılmasına çalışmışlardır.

Dünyanın ekvatordaki çapı 12.756,3 km, kutuplardaki çapı ise 12.713,6 km’dir. Ekvator bölgesinde çapın büyük olması dünyanın ekseni etrafında hızla dönüşünün neticesi olabilir. Dünyanın yoğunluğu 5.52 gr/cm 3 tür. Atmosferinde % 78.09 azot, % 20.95 oksijen ve az miktarda da hidrojen, karbondioksit, helyum, argon, kripton, metan, neon bulunur. Atmosferdeki su miktarı ise % 0.2-0.4 arası değişir. Dünya bir günde, yani 23 saat 56 dakika 4 saniyede kendi ekseni etrafında bir tur atar. Bu dönmesinden gece ve gündüz hasıl olur.

Dünyanın ekseni yer küresi ile güneş arasındaki doğruya dik olmayıp bu doğruya dik olan aydınlanma düzlemine 23,5 derece eğik olduğu için gece ile gündüz uzunluğu yalnız ekvator üzerinde her zaman eşittir. Diğer yerlerde eşit olmayıp her ay değişmektedir. Ekvatordan kutuplara doğru gidildikçe gece ile gündüz arasındaki fark artar. Kutuplarda altı ay gündüz, altı ay gece sürer. Gece de tam gece değil yarı karanlıktır.

Son yapılan ölçümler ayrıca göstermiştir ki, günün uzaması kısalması, ayin çekim kuvveti etkisi ile dünya dönüş hızında yaptığı yavaşlatma sebepiyle de değişmektedir. Güneşin, ayın ve diğer gezegenlerin çekim kuvvetleri etkisi ile 41.000 senelik bir peryotta dünyanın eğimi 23,5 derece ile 22 derece arasında değişir. Her mevsim dünyanın eksenel eğimi farklıdır. Dünya güneş etrafında elips şeklindeki yörüngesinde dönerken güneşten mesafesi artar ve azalır. En yakın noktada dünyanın ekseni etrafında dönüş hızı da saniyede 960 km artar.

Bunun neticesi olarak kuzey yarım kürede kışlar, kısa ve daha ilik geçer. Buna mukabil güney yarımkürede de yazlar uzun ve serin geçer. Güneşin, ayın ve diğer gezegenlerin çekim kuvveti sebepiyle yörünge elipsindeki yaklaşma ve uzaklaşma özelliği 25.800 sene ara ile değişir. Kuzey Yarımkürede bugünkü özellikler 12.900 sene sonra tam tersine dönecektir. Kıtaların Kuzey Yarımküresine kümelendiği düşünülürse dünya ileride takrar bir buz çağı yaşıyabilir.

Dünyanın fiziki özellikleri


Dünyanın toplam yüzey alanı yaklaşık olarak 510.2 milyon km 2 dir. Bu yüzölçümünün yaklaşık yüzde 70.8’i su ile ve 29.2’si de kara ile örtülüdür. Kıtalar daha ziyade kuzey yarım kürede toplanmıştır. Coğrafi kuzey kutup, okyanus ortasına; güney kutup ise, buzlarla kaplı Antarktika kıtasına rastlar. Dünya kabuğu devamlı hareket halinde olup, radyoaktif maddelerin reaksiyonu ile meydana çıkan ısı neticesi devamlı dışarı itilir.

Bu kuvvet yer yer kırılmalar ve yeni toprağın yüzeye çıkmasına sebep olur. Yer kabuğu kalınlığı kıtalarda yaklaşık 35 km, okyanuslarda 4,8-6,4 km mesafeye ulaşır. Yer kubuğunu 2900 km kalınlıkta ergimiş metal tabaka takip eder. En içeride 3.200 km çapında top biçimde iç kor kütle vardır. Dünyanın kütlesi 5,98 X 10 27 gram olarak hesaplanmıştır. Dünya kabuğunun analiz neticesine göre % 46’sı oksijen, % 28’i silikon, % 11’i kalsiyum, potasyum, mağnezyum ve % 8’i alüminyumdur.

Dünyanın etrafında dönüşü, metal kordan ötürü elektrik akımları doğurur. Bu elektrik akımlarının doğurduğu manyetik saha ise dünya üzerinde yaşayan canlıları güneş ve diğer yıldızların yaydığı zararlı parça radyasyonlarına karşı koruma görevi yapar. Manyetik saha yönü değişirse bu değişmenin dünya üzerinde yaşıyan canlıların çoğunun ölmesine sebep olacağı, deniz dibi incelemelerinde bir zamanlar ölmüş olan hayvanlardan anlaşılmıştır.

Kayaların incelenmesinden dünya manyetik saha yönünün değişmesinin 750.000 ile 7.700.000 senede bir tekrarlandığı anlaşılmıştır. Bugünkü durumun 730.000 sene önce yine aynı olduğu tahmin edilmektedir.

Yer’in iç yapısı

Yer, yüzeyden merkeze doğru genel olarak üç tabakadan meydana gelir:

1. Litosfer (Taşküre)+ Kabuk: Yerin üzerinde bulunduğumuz katı kısmıdır. Yüzeyden içeri doğru 33 m’de 1° sıcaklık artar. Yer kabuğu yaklaşık 35 km kalınlıktadır. Bu tabakada alüminyumlu silikatlar esas kütleyi teşkil eder. Ortalama yoğunluğu 2,5-3’tür.

2. Pirosfer (Ateşküre)-Örtü (Manto): Kalınlığı 2.900 km’dir. Sima ve Nifesima diye iki tabakaya ayrılır. Merkeze doğru sıcaklığın kısmen artması sebepiyle bu tabakanın sıvı olması ileri sürülmüş, fakat faaliyette bulunan volkanlardan lavların alınması, deprem dalgalarının hızlarından yerin içinin sıvı olmadığı anlaşılmıştır. Mağnezyumlu silikatlar ve demirli elementlerin bulunduğu bu tabakanın ortalama yoğunluğu 3-5’tir.

3. Barisfer (Ağırküre)-Çekirdek: Ağır madenlerden demir ve nikel bulunur. Ortalama yoğunluğu 11’dir. İç çekirdeğe kütle sebepiyle yapılan basınç 4 milyon atmosfere varır. Çelikten daha sert durumdadır.

Yer’in dış yapısı


Yerin etrafını atmosfer adı verilen Lui gaz tabakası sarmıştır. Eski Yunanca Atmos= nefes, sphere= küre, Atmosfer= nefes alınan küre, hava küre demektir. % 78,09 azot, % 20,95 oksijen, % 1’de su buharı, karbondioksit, hidrojen, helyum ve soy gazlar bulunduğu daha önce bildirilmişti. Atmosferin yoğunluğu yere yakın kısımlarda azalır.

Yerden yukarı doğru 4 tabaka vardır:

Troposfer: 16 km’ye kadar uzanır. Atmosferdeki gazların % 75’i bu tabakada bulunur. Sıcaklık 100 m’de 0,56 derece düşer. Meteorolojik olaylar bu tabakada, bilhassa bu hareketlerde önemli rolü olan su buharının olduğu 3-4 km’lik bölümde cereyan eder, 9 km’den sonra solunuma, 17 km’den sonra ateş yakmaya yeterli oksijen bulunmaz.

Stratosfer: Troposferden sonra 30-35 km’ye kadar olan tabakadır. Sıcaklık ve hava hareketlerinin nispeten sakin olduğu bir tabakadır. Ultraviyole ışınlar tesiri ile oksijen gazı ozon haline döner. 19-45 km arasında ozon tabakası olmasaydı, atmosferden geçen ultraviyole ışınlar şimdikinden 50 defa daha kuvvetli olup yeryüzünde sular dışında hayat olmazdı. ozon tabakası bugünkünden 2 kat daha fazla olsaydı, yere ulaşan ultraviyole ışınları bugünkünün 10’da biri kadar az olup hayat bu hale gelmeyecekti. Atmosferdeki gazların % 97’si 27 km’ye kadar bulunur.

Mezosfer: Stratosferden 80-90 km’ye kadar uzanan tabakadır.

İyonosfer: 80-90, 250-300 km arasındadır. Seyrek gaz iyonları bulunur. İyonların özelliklerine göre harflerle gösterilen tabakalara ayrılır. İyonların güneşten aldıkları enerji tesiriyle sıcaklıkları fazladır. Ancak insan oralara çıksa, çok seyrek oldukları için bu yüksek sıcaklığı fark edemez. Bu tabaka radyo dalgalarını aksettirir. Kutup ışığı belirir. Füzelerle incelenmektedir.

Ekzosfer: 300 km’den yukarıdadır. Yer çekimi tesiri çok azalır. Hidrojen ve helyum gibi hafif gazların atom ve iyonları bu çekimden kurtulup uzaya kaçabilir.
Atmosferin sebep olduğu olaylar

1. Gökyüzünün rengini verir: Güneşten gelen ışınların, % 15’i atmosfer tarafından emilir. % 27’si yeri ısıtır. % 8’i yere çarpıp uzaya yansır. % 25’i atmosferde dağılmaya uğrar.

Dağılmaya uğrayan ışınlar gölge yerlerin aydınlanmasını ve mavi ışınların kırmızı ışınlara nazaran daha fazla dağılması sebepiyle havanın mavi görünmesini sağlar. % 25’in; 16’sı yine yere iner. Havanın sıcaklığı daha ziyade alttan ısınma ile olur. Atmosfer olmasaydı, gökyüzü karanlık olacak, gündüzün yıldızlar görünecekti. Güneş gören yerler aydınlık ve sıcak, gölge yerler karanlık ve soğuk olacaktı.

2. Yeryüzünün ısınmasına sebep olur. Yere gelen güneş enerjisi atmosfer sebepiyle uzaya kaçamaz. Hava cereyanları ile güneş gören yerlerin çok sıcak, gölge yerlerin çok soğuk olmasına engel olur. Kış odasının, pencere camından giren güneş ışınları ile ısınması gibi atmosfer sebepiyle de yeryüzü ısınır. Yani atmosferi geçip yere gelen güneş ışınları atmosferden tekrar uzaya kolayca dönemez.

3. Basınç sebepiyle yerde suyun bulunmasına, buharlaşma yolu ile kaybolmasına sebep olur.

4. Kırılma olayı görülür.

5. Tan olayı meydana gelir. (Bkz. Atmosfer)

Dünya ile ilgili yeni buluşlar

Dünya ile ilgili incelemeler atmosferin bileşimi, hareketleri, dünya güneş münasebetleri, atmosfer dışındaki atomik parçacıklar, dünyanın manyetik sahası üzerinde devam etmektedir. Dünyanın manyetik sahasının, merkezindeki metal kütleden meydana geldiği anlaşılmıştır. Uzaya gönderilen inceleme uzmanları bu manyetik sahanın uzaydan gelen atomik parçaları, elektronları tuttuğunu tespit etmiştir.

Tutulan bu elektronların bir şerit içinde helezonlar çizerek dünyanın manyetik bir kutbundan diğerine doğru yol aldığı anlaşılmıştır. Daha sonraki incelemeler elektron tutan şeridin iç içe iki kuşaktan oluştuğunu göstermiştir. Bütün bu incelemeler 1957 senesinde Sputnik 1’in uzaya fırlatılması ile başlamış Explorer 1, Explorer 3, Explorer 4 gibi birçok inceleme uyduları ve devamlı gönderilen insanlı, insansız uydularla devam etmektedir.
Güneş radyasyon parçacıkları

Güneşten gelen parçacık akımları (Plazma) ilk olarak 1919 yılında İngiliz bilim adamı F.A. Lindemann tarafından anlaşıldı. Alman fizikçisi Ludwing F. Biermann kuyruklu yıldızların kuyruklarının neden güneşten uzaklaşacak yönde uzandığını, yine güneşten yayılan bu parçacıklara bağlamıştır. 27 Ağustos 1962’de Venüs’e gönderilen Mariner 2 uzayda akan parçacıkların güneşten geldiğini kesin olarak tespit etti. 16 Aralık 1965’te Dünya ile Venüs arasında güneş yörüngesine oturtulan Pioneer 6 ise güneşten yayılan parçacıkların muntazam olarak saniyede 307,5 km hızla hareket ettiğini tespit etmiştir.

Güneşten ayrılan radyasyon parçacıkları dünya ve gezegenlerin civarından geçerken bu gezegenlerin manyetik sahaları ile dışarıya doğru itilirler. Manyetik sahayı delip geçebilen parçacıklar ise gezegen kutuplarına doğru helezonlar çizerek ilerler. Uyduların Dünya Hakkında Verdiği Bilgiler

15-25 Mayıs 1958 tarihlerinde dünya etrafında yörüngeye oturtulan Sputnik 3500 km yükseklikte atmosferin moleküler yapıyı atomik yapıya terk ettiğini gösterdi. Dünya etrafında yörüngeye oturtulan Amerikan ve Rus uydularından alınan bilgilerle, atmosferin bileşimi, iyonosferdeki elektron yoğunlukları, iyonosferdeki elektromanyetik radyasyon ve radyo yayın karakteristikleri, dünyayı kuşatan küresel manyetik şeritler ve güneş radyasyon parçacıklarının bu manyetik şeritlerden nasıl uzaklaşarak yayıldığı devamlı incelenmektedir. İyonosferin günün muhtelif saatlerinde geometrik yapısının değiştiği anlaşılmıştır. Öğlen vakti 200 km kalınlıkta olan iyonosfer sabah ve akşamları 300-400 km’ye kadar şişer.
Meteoroloji uyduları

1960’tan itibaren uzaydan global incelemelerle hava tahminleri yapılmaya başlandı. Uydudaki bir eleman dünya yüzeyinden yansıyan veya yayınlanan enerjiyi almakta, böylece bulutların değişimleri takip edilmekte, ayrıca hararet ve basınç değişimleri de alınmaktadır. Bu metod dünya yüzeyindeki kimyasal madde ve madenler hakkında da bilgi verir. Uydulardan alınan muhtelif bilgiler bilgisayarlarda analiz edildikten sonra meteorolojik, jeolojik tahminler yapılmaktadır.

Uydulardan çekilen resimler hem normal fotoğraf hem de enfraruj ışıkla çekilebilir. Enfraruj ışık gece de fotoğraf çekmeye yarar. Bu şekilde fotoğraf çeken, bulut, hava ve okyanuslardan yayılan enerjileri voltaj veya akım olarak hisseden birçok uydular (Tiros-Television-İnfrared Orbital Satellites) dünya etrafında yörüngelerinde dönmektedir.

Uyduların yörüngeleri ve dönüş hızları farklı olabilir. Mesela her öğle vakti kutuplardan ekvatoru geçen (ESSA) uyduları her zaman normal fotoğraf çekebilirler. Çünkü devamlı gün ışığı bulunan bölge üzerinde dolaşırlar. Dünya dönüş hızıyla aynı hızda yörüngesinde dönen GOES uyduları ise dünya dönüşüne göre sabit oldukları için bulutların ve yüzeyin gece gündüz devamlı normal ve enfraruj resimlerini çekerler.
Eski dünya

Uzaydan radar dalgaları ile görüntülenen yerlerin jeolojik yapıları daha ayrıntılı olarak görülebilmektedir. 14 Kasım 1981 günü uzayda yörüngesinden radar dalgaları ile tespitler yapan Columbia uzay mekiğinin çektiği resimlerin analizi çok hayret vericiydi. Sahra kumlarının altında milyonlarca sene önce mevcut olan geniş nehir yatakları bulunmaktaydı. Colombia bu tespitlerini radar fotoğraf makinası (SIR-A) ile yapmıştı. 1,3 sigahertz frekanslı 23 cm dalga boyu olan mikro dalga, gevşek sahra toprağının 5-6 metre derinliklerine ulaşabildiği için bu nehir yataklarını tespit edebilmiştir.

Nehir yataklarının bulunduğu yerlerde sonradan araştırmacıların yaptığı kazılarda gerçekten nehir yatakları ortaya çıkarılmıştır. Eylül 1982’de Mısır Çölünde böyle bir bölgede bir metre derinliğine inildiğinde nehir yatağı ortaya çıkarılmış ve bu yatak içinde ise, eski devirlere ait alet ve silahları andıran araçlar bulunmuştur. Arkeolojistlerin yaptığı tahminlere göre 200.000 sene önce bu bölgeler, sahra yeşillik ve akarsularla dolu olup insanların yerleştiği yerlerdendi.
 

BULUT

Aktif Üyemiz
Yönetici
Mars

Mars
Mars
Mars:

Güneşe uzaklığı: 208 - 228 - 248 Mio km
Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.093
Yörüngesel eğiklik: 1.90
Eksensel eğiklik: 24 0
Çap: 6790 km
Kurtulma hızı: 5.1 km/sn
Kütle: 0.107 (Yer = 1)
Hacim: 0.15 (Yer = 1)
Yoğunluk: 3.94 (su =1)
En yüksek kadir: -2.8
Dolanım süresi: 687 gün
Eksensel dönme: 24 s 37 dk
Kavuşum dönemi: 780 gün
Uyduları: 2 tane Phobos, Deimos
Gözlem koşulları: Çıplak gözle bakıldığında Mars belirgin kırmızımsı turuncu renkli bir ışık noktası olarak görülür. Mars'ın parlaklığı Dünya'ya yakınlaşıp uzaklaşmasıyla değişir. En yakın konumundaki parlaklığı en uzak konumundaki parlaklığının 50 katıdır. Mars, karşı konumda (opposition) olduğunda yani Dünya, Güneş ve gezegen arasında iken, Mars Gün batımında doğar ve gece boyunca gökyüzünde kalır. Yörüngesel dışmerkezliliği nedeniyle Mars karşı konumda iken Dünya'ya 50 ila 90 milyon kilometre uzakta olabilir. Mars'ın en çok tercih edilen karşı konumu enberi (perihelion - Güneşe ve tabiki Dünya'ya en yakın olduğu) dönemidir. Tüm bu koşullar her 17 yılda bir oluşur.

Merih ve Kızıl gezegen olarak da bilinen Mars, mevsim dönemleri ve dönme periyodu olarak Dünya’ya çok benzer özellikler gösterir. Mars’ın kızıl olarak bilinen yüzeyindeki kızıllığının en önemli nedeni yüzeyinde çok olarak bulunan demiroksittir. Mars’taki Olimpos dağı Güneş Sistemi içerisinde bilinen en yüksek dağdır. Ayrıca yine Mars’ta bulunan Marineris Vadisi isimli kanyon, Güneş Sistemi’nin keşfedilen en büyük kanyonudur.

Mars, Güneş Sistemi içerisinde Dünya'dan sonra su ve yaşam içermesi en muhtemel gezegen olarak bilinmektedir. Mars’ın bu özelliğinden dolayı bilim adamları özellikle Mars üzerine sürekli araştırmalar yapmaktadır. Mars ayrıca 1877 yılında keşfedilen Phobos ve Deimos isimli iki uyduya sahiptir.

Kızıl gezegen günümüzden yaklaşık 4 milyar yıl önce manyetosferini kaybetmiştir. Bu durumdan ötürü Mars'ın Güneş rüzgarları iyonosfer tabakasıyla doğrudan temas halinde bulunarak atmosferi ince halde tutmaktadır. Günümüzde bilim insanları Mars atmosferinin milyonlarca yıl önce ani şekilde uzaya kaçtığını öngörmekte ve bu konu hakkında çalışmalar yapmaktadır.

Son olarak genel kültür olarak Mars adını Roma mitolojisindeki savaş tanrısından almaktadır.

Mars’taki Sayısal Değerler;

Güneş’e ortalama uzaklığı: 227.936.637 km
Yörünge Uzunluğu: 1.429.000.000 km
Yörünge Periyodu: 686.9600 gün
Ortalama Yörünge Hızı: 24.077 km/s

Mars, güneşten uzak dördüncü gezegeni. Dünya’dan, bir sonraki gezegen. Mars, güneşten 142 milyon mil daha uzaktadır. Gezegen Dünya’nın yaklaşık altıda biri büyüklüktedir. Mars, Kızıl Gezegen olarak bilinir. Kırmızı rengini toprağındaki demirden alır. Mars’ın iki küçük ayı var. Adları: Phobos ve Deimos.

Mars çok soğuktur. Mars’ın ortalama sıcaklığı eksi 63 derecedir.

Mars kayalık bir gezegen olup, kanyonlar, yanardağlar ve kraterler ile doludur. Kırmızı toz neredeyse Mars’ın tümünü kapsar. Dünyada olduğu gibi, bulutlar ve rüzgar vardır. Atmosferi çok incedir. Bazen rüzgar, kırmızı tozu toz fırtınasına sebep olur. Minik toz fırtınaları olduğu gibi kasırga benzeri fırtınalar da vardır. Büyük olanlar tüm gezegeni örtebilir!

Mars, Dünya’nın yerçekiminin yaklaşık üçte birine sahiptir. Mars’a düşen bir kaya Dünya’ya düşen bir kaya daha yavaş düşecektir. Mars’taki şeyler, Dünya’da tartıldıklarından daha az ağırlığa sahiplerdir. Dünya’da 100 kilo ağırlığında olan bir kişi daha az yerçekimi nedeniyle Mars’ta sadece yaklaşık 37 kilo gelir.

NASA, Mars hakkında daha fazla bilgi edinmek için uydular ve robotlar kullandı. 1965’te Mariner 4, Mars’a yollanan ilk uzay aracıydı. 1976’da Viking 1 ve Viking 2 Mars’taki ilk NASA uzay araçlarıydı. Fotoğraf çektiler ve gezegenin yüzeyini araştırdılar. O zamandan beri, daha fazla uzay aracı Mars’a gönderildi.

Ocak 2004’te NASA’nın Spirit ve Opportunity robotları Mars’a indi. Bir zamanlar Mars’ta su bulunduğunu kanıtladılar. Canlıların hayatta kalması için suya ihtiyacı vardır. Yani, Mars’ta herhangi bir su işareti, gezegende hayatın olabileceği anlamına gelebilir.

Mars’taki uzay araçları, Mars’ta volkanlar, kanyonlar, kraterler, sıcaklık ve mineral çeşitlerini ölçmek için bilimsel araçlar kullanıyor. Ayrıca fotoğraf çekiyor ve su arıyorlar.

Şuan Mars’ta hareket eden iki robot, Mars’ın yüzeyini araştırıyorlar. Onların isimleri Opportunity ve Curiosity. Robotlar resim çekme ve gezegenin toprağını ve kayaları yakından bakmak için dolaşıyorlar.

Keşif aracı Curiosity (Merak), 6 Ağustos 2012 tarihinde Mars’ın Gale kraterinde Aeolis Palus bölgesine iniş yaptı. Mars’a gönderilen en gelişmiş keşif robotudur. Halen görevini yerine getirmektedir.
 

BULUT

Aktif Üyemiz
Yönetici
Jüpiter - Jupiter

Jüpiter
Jüpiter
JÜPİTER (Jupiter):

Güneşe uzaklığı: 740 - 777 - 815 Mio km
Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.048
Yörüngesel eğiklik: 1.3 0
Eksensel eğiklik: 3.10
Çap: 143.000 km
Kurtulma hızı: 59.5 km/sn
Kütle: 318 (Yer = 1)
Hacim: 1319 (Yer = 1)
Yoğunluk: 1.3 (su =1)
En yüksek kadir: -2.6
Dolanım süresi: 11.9 yıl
Eksensel dönme: 9 s 50 dk
Kavuşum dönemi: 399 gün
Uyduları: 16 tane Metis, Adrastea, Amalthea, Thebe, Io, Europa, Ganymede, Callisto, Leda, Himalia, Lysithea, Elara, Ananke, Carme, Pasiphae, Sinope
Gözlem koşulları: Jüpiter'in kavuşum dönemi yaklaşık 13 aydır. Bunun 5 ayında sabahları, beş ayında ise akşamları görülebilir. Gei kalan 3 ay boyunca Güneşin diğer tarafındadır ve görülemez. Güneş, Ay ve Venüs'den sonra en parlak gök cismidir. Küçük teleskoplar ve dürbünler ile yuvarlak şekli kolayca görülebilir.

Orta boy teleskoplar ile atmosferindeki bantlar ve "büyük kırmızı leke" (Dünya'ya dönük olduğunda) ayırt edilebilir. Jupiterin 4 Galilean uydusu dürbünle bile görülebilir. Uydularının döngüsü 2 ila 17 gün arasında değiştiği için her akşam farklı bir konumda gözlenebilirler.

Dev gezegenler karasal gezegenlerden çok farklıdır. Her şeyden önce bunların hacimleri ve kütleleri çok büyüktür. Yoğunlukları karasal gezegenlerinkilere göre çok düşüktür. Çünkü ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşurlar; bu nedenle “gaz devleri” olarak da bilinirler. İçeriklerinin bileşimi, Evren’in bileşimini anımsatır ve Güneş’in içeriğine çok yakındır. Hacim ve kütlelerinin büyüklüğüne karşın, şaşırtıcı bir şekilde kendi eksenlerindeki dönüşleri çok hızlıdır. Dev gezegenler Güneş’ten çok uzaktır ve çok sayıda uyduları vardır. Bunlar arasında en büyüğü, aynı zamanda Güneş Sistemi’nin de en büyük gezegeni olan Jüpiter’dir.

Beşinci gezegen Jüpiter, gece gökyüzünde Ay ve Venüs’ten sonra en parlak cisimdir. Jüpiter’in parlaklığı büyüklüğünden kaynaklanır. Gezegen, adını Roma mitolojisindeki Tanrıların Kralından alır. Yörüngesi Güneş’ten 5 AB uzakta olan dev Jüpiter’in içine 1400 Dünya rahatlıkla sığabilir. Kütlesi de 318 Dünya kütlesi kadardır. Bir başka deyişle geri kalan 7 gezegenin toplam kütlesinin 2,5 katı kadar kütlesi vardır. Bu dev kütlenin yarattığı güçlü kütleçekim kuvveti nedeniyle yeryüzünde 80 kg gelen biri Jüpiter’de 187 kg gelir. Jüpiter’in içeriğinin neredeyse tamamını iki element oluşturur: hidrojen (yüzde 86,1) ve helyum (yüzde 13,8). Eser miktarda su, metan ve amonyak da bulunur. Jüpiter’in kendi ekseninde dönüşü hızlıdır; bir günü en kısa olan gezegendir. Bu hızlı dönüş nedeniyle gezegen, tıpkı Dünya gibi ama ondan daha belirgin olarak, tam bir küre şeklinde değildir. Ekvatoru oldukça şişkin, kutupları da basıktır.

Birçok gökbilimci Jüpiter’i Güneş Sistemi’nin elektrikli süpürgesine benzetir. Güçlü kütleçekim alanı nedeniyle, küçük asteroit ve kuyrukluyıldızlar hep Jüpiter’e yönelir. Shoemaker Levy 9 kuyrukluyıldızının Temmuz 1994’te ve bir asteroitin de Temmuz 2009’da Jüpiter’e çarpması -ki çarptığı sonradan fark edilmiş-, bunun yaşanmış en yakın örnekleridir.

Eğer Güneş Sistemi’nde Jüpiter olmasaydı, bütün gezegenlere çok daha fazla asteroit ve kuyrukluyıldız çarpardı. Bu da yeryüzündeki yaşamın çok farklı şekillenmesine yol açardı. Jüpiter güçlü kütleçekim alanı nedeniyle, aslında Dünya’daki yaşamın bir anlamda koruyuculuğunu yapmıştır.

Jüpiter’in iç yapısına ilişkin elde ayrıntılı veriler yoktur. Kayadan olduğu tahmin edilen (ama asıl içeriği şimdilik bilinemeyen) ve 12-45 Dünya kütlesinde bir çekirdeği vardır. Bu çekirdeğin 30.000°C sıcaklıkta olduğu tahmin ediliyor. Merkezindeki bu ısı kaynağı nedeniyle Jüpiter, Güneş’ten kendisine ulaşan ısının iki katı kadarını uzaya yayar. Jüpiter ilk oluştuğunda çapı bugünkünün iki katı kadardı. Ama gezegen yaklaşık 4,5 milyar yıldır her yıl 2 cm kadar küçülür. Bu küçülme de gezegenin büyük miktarda ısı üretmesine yol açar.

Merkezdeki çekirdeği saran çok yoğun bir hidrojen tabakası vardır. Normal koşullarda hidrojen metal değildir; ısıyı ve elektriği iletmez. Ne var ki Jüpiter’deki bu tabakada aşırı sıcak ve çok yüksek basınç koşullarında, hidrojen çekirdekleri elektronlarından ayrışmış olarak, tıpkı bir iyon çorbası gibi bulunur. Burada hidrojen, metal özellikleri gösterir; ısıyı ve elektriği iletir. Yeryüzündeki laboratuvarlarda hidrojen o hale getirilemez. Ancak Jüpiter’in devasa kütlesinin yol açtığı muazzam iç basıncın ve sıcaklığın altında hidrojen böyle davranır. Hidrojenin bu haline metalik hidrojen denir. Metalik hidrojen tabakasının üstünde, yüksek basınç altında sıvı hidrojenden oluşan sıcak bir okyanus bulunur. Yaklaşık 20.000 km derinliği olan bu sıvı hidrojen okyanusunun da üzerinde, metan ve amonyak gibi başka gazların da bulunduğu atmosfer yer alır.

Jüpiter
Jüpiter
Dünya’da gazdan atmosfer ile sıvı okyanuslar ve katı karalar arasında keskin sınırlar vardır. Birinden diğerine geçiş keskin olur. Ama Jüpiter’de böyle sınırlar yoktur. Sıvı haldeki hidrojenden gaz halindeki atmosfere geçiş aşamalıdır.

Güneş Sistemi’ndeki en kalın atmosfer doğal olarak Jüpiter’inkidir. Gezegenin yüzeyi ile uzay ortamı arasında yaklaşık 5000 km kalınlıktaki atmosfer yer alır. Dünya’dan bakıldığında görülen, atmosferin üst tabakasındaki renkli bulut kuşaklarıdır. Jüpiter’in atmosferine ilişkin bilgiler 1995’te Galileo uzay aracından gezegene bırakılan atmosfer sondasıyla elde edilmiştir. Atmosferin üst tabakalarında saatteki hızları 500 km’yi bulan rüzgârlar eser. Alt tabakalardaki rüzgâr hızı saatte 1500 km’yi bulur. Bulut tabakasında değişik enlemlerde birbirlerine ters yönde esen şiddetli rüzgârlar nedeniyle kuşaklar bulunur. Jüpiter, Dünya’ya göre Güneş’e 5 kat daha uzaktır; yani Dünya’ya gelenin 25’te biri kadar Güneş enerjisi alır. Ama Jüpiter’deki fırtınalar Dünya’dakilerden çok daha şiddetli olur.

Örneğin Jüpiter’in görünen en ünlü şekli, içine birkaç Dünya’nın sığabileceği büyüklükteki Büyük Kırmızı Benek’tir. Bu aslında ilk kez 350 yıl önce Giovanni Cassini tarafından gözlemlenmiş, ama belki çok daha önce oluşmuş dev bir fırtına sistemidir. Jüpiter’in atmosferinde bu denli büyük olmasa da daha birçok beyaz ya da turuncu renkli büyük fırtına sistemi bulunur. Bu dev fırtınaların temel nedeni Jüpiter’in ürettiği ısıdır. Atmosferin sonlanıp Jüpiter yüzeyinin başladığı yer, basıncın 1 atmosfere ulaştığı düzey kabul edilir. Ama bu düzeyde Jüpiter’in yüzeyinde ayak basacak bir kara yoktur. Jüpiter’in “yüzeyi” gazdandır; ama bu gaz yoğun ve opaktır.

Shoemaker Levy 9 kuyrukluyıldızı Mart 1993’te gözlemlenmiş ve Temmuz 1994’te Jüpiter’e çarpmıştır. Bu çarpışma teleskoplu gözlemlerin yapıldığı 400 yıldır gözlenen ilk çarpışmadır. Jüpiter’in muazzam kütleçekim kuvveti nedeniyle kuyrukluyıldız parçalanıp 21 parçaya ayrılmıştır. Parçaların gezegene çarptığı bölgede oluşan 12.000 km çaplı karartı aylarca kalmıştır.

Jüpiter’in çok güçlü bir manyetik alanı vardır. Bu alanın, gezgenin eksenindeki çok hızlı dönüşü sırasında metalik hidrojen tabakasındaki hareketlerden kaynaklandığı düşünülüyor. Bu manyetik alan Güneş rüzgârıyla şekillendirilir. Ortaya çıkan garip şekilli manyetosfer o kadar büyük ve uzundur ki Satürn’e kadar uzanır.

Jüpiter ve uyduları aslında başlı başına bir sistem oluşturur. Dev gezegenin dördü büyük olmak üzere 63 uydusu vardır. En büyük dört uydusunu 1610’da Galilei keşfetmiştir; bu nedenle onlara Galileo Ayları da denir. 7 Ocak 1610’da Galileo, teleskopuyla Jüpiter’e baktığında, çevresinde duran dört parlak nokta gördü; önce bunların yıldız olduğunu düşündü. Sonraki geceler Jüpiter’i gözlediğinde, bu noktaların yer değiştirdiğini fark etti. Noktalar Jüpiter’in çevresinde dönüyordu. Bu gözlem, o dönemde Dünya’nın Evren’in merkezi olduğu ve gökyüzündeki her şeyin yalnızca Dünya’nın çevresinde döndüğü görüşünü yıkan önemli kanıtlardan biri olmuştur. Jüpiter’in şimdilik bilinen 59 uydusu daha vardır. Bunlar, çapları 1-250 km arasında değişen çok küçük uydulardır. Belki çapı birkaç kilometre olan ve keşfedilmeyi bekleyen daha yüzlerce uydusu olabilir.

Jüpiter’in bir de bütün gaz devlerinde olan çok ince bir halka sistemi de vardır. Halkayı oluşturan parçacıklar milimetreden küçük boyutlardadır.

Jüpiter’e yönelik bakış açımızı değiştiren şey, uzay araçlı araştırmalar olmuştur. İlk çarpıcı bilgileri Voyager I ve Voyager II uzay araçları göndermiştir. Onlardan yaklaşık 20 yıl sonra gönderilen Galileo uzay aracıysa, hem Jüpiter hem de onun uyduları hakkındaki bilgilerde çok büyük bir artış sağlamış, yalnızca Jüpiter sistemine değil, tüm Güneş Sistemi’ne bakış açımızda bir devrim yaratmıştır.
 

BULUT

Aktif Üyemiz
Yönetici
SATÜRN (Saturn)

SATÜRN (Saturn)
SATÜRN (Saturn)
SATÜRN (Saturn):

Güneşe uzaklığı: 1343 - 1425.5 - 1509 Mio km
Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.056
Yörüngesel eğiklik: 2.50
Eksensel eğiklik: 26.40
Çap: 120.500 km
Kurtulma hızı: 35.4 km/sn
Kütle: 95 (Yer = 1)
Hacim: 744 (Yer = 1)
Yoğunluk: 0.7 (su =1)
En yüksek kadir: -0.3
Dolanım süresi: 29.5 yıl
Eksensel dönme: 10 s 14 dk
Kavuşum dönemi: 378.1 gün
Uyduları: 17 tane Pan, Atlas, Prometheus, Pandora, Janus, Epimetheus, Mimas, Encaladus, Tetyhs, Telesto, Calypso, Dione, Rhea, Titan, Hyperion, Iapetus, Phoebe
Gözlem koşulları:Güneşe Jüpiter'den daha uzak ve biraz daha küçük olduğu için Saturn daha sönük görülür. Yaklaşık12.5 ay olan kavuşum dönemi nedeniyle yılın büyük bir bölümünde gökyüzündedir. Yörüngesinde çok yavaş ilerlediği için aynı takım yıldız içinde 2 yıldan daha uzun süre kalır. Satürn'ün halkaları orta boy teleskoplar ile ayırt edilebilir. Her 15 - 17 yılda bir Dünya Satürn'ün halkalarını düzleminden geçer bu durumda halkalar görülemez. Satürn'ün uydularından sadece Titan ve Rhea orta boy teleskoplar ile görülebilir.

Güneş Sistemi’nin ikinci büyük gezegeni olan Satürn, gece gökyüzünde çıplak gözle fark edilebilen son gezegendir. Bu nedenle tarih öncesi dönemden beri insanlar tarafından bilinir. Teleskoplu gözlemlerde hiçbir gezegen güzellikte onunla yarışamaz. Güneş Sistemi’nin kuşkusuz en fotojenik gezegenidir. Uzay araçlarından gelen her Satürn fotoğrafı sanki bir kartpostal gibidir.

Satürn’e ilişkin bilgilerimizin neredeyse tümünü 1997’de fırlatılan Cassini adlı uzay aracıyla elde ettik. Cassini de tıpkı Galileo ve Voyager 2 gibi Güneş Sistemi hakkındaki bilgilerimizi çok arttıran, düşüncelerimizde devrim yaratan ve yeni kuramların ortaya atılmasını sağlayan uzay araçlarından biridir. Cassini, yedi yıl süren 1,4 milyar kilometrelik bir yolculuktan sonra Satürn sistemine ulaşmıştır.

Satürn, Güneş’e, Jüpiter’den yaklaşık iki kat daha uzaktır. Çapı, Dünya’nın çapının neredeyse 10 katıdır. Bu da onu hacim olarak Dünya’nın 765 katı büyük yapar. Tıpkı Jüpiter gibi o da bir gaz devidir. Ne var ki kütlesi yalnızca 95 Dünya kütlesi kadardır. Sonuç olarak 0,69 g/cm3 yoğunlukla Güneş Sistemi’nin yoğunluğu en düşük gezegenidir.

Satürn’ün iç yapısı, Jüpiter’in iç yapısına benzer. Ancak ondan biraz daha küçük olduğundan metalik hidrojen tabakası o kadar kalın değildir. Tıpkı Jüpiter gibi Satürn’ün de merkezinde 10-20 Dünya büyüklüğünde, ama Dünya’dan daha yoğun, katı bir çekirdek olduğu düşünülmektedir. Satürn, Jüpiter’den daha soğuktur. Hem Güneş’ten daha uzak olduğu için daha az enerji alır, hem de ürettiği iç ısısı Jüpiter’den daha düşüktür. Ama atmosferinde oluşan rüzgârlar ve jet akımları Jüpiter’inkilere benzer, hatta onlardan daha hızlıdır. Ekvatorda esen rüzgârların hızı saatte 1500 km’yi bulur.

Gezegenin yüzeyi Jüpiter’inki kadar renkli değildir. Bulut tabakasının üstünde hidrojen, amonyak ve metandan oluşan bir sis tabakası sürekli bulunduğundan dev gezegen hep sarımsı görünür. Satürn’ün atmosferinde de tıpkı Jüpiter’in atmosferinde olduğu gibi bulut kuşakları vardır. Bulutların üstündeki sıcaklık ortalama -180°C kadardır.

Atmosferinde tıpkı Jüpiter’dekilere benzeyen, ama daha küçük boyutlu, yine de Dünya’dakilerin yüzlerce katı büyüklükte fırtınalar olur. Jüpiter’dekilerden farklı olarak Satürn’deki fırtınaların yapısı yeryüzündekilere benzer (Başka gezegenlerdeki fırtınaları incelemek, onları araştırmak yeryüzünde gerçekleşen fırtınaları daha iyi anlamamıza yardımcı olur). Ancak bu fırtınaların güçlerini nereden aldığı hâlâ tam olarak bilinememektedir.

Satürn’ün de bir manyetik alanı vardır. Bu alanının varlığı Pioneer 11 uzay aracının 1979’da gezegenin yakınından geçişi sırasında anlaşılmıştır. Güneş rüzgârının şekillendirmesiyle büyük bir balon şeklini alan bu manyetik alan (yani manyetosfer) Satürn’e yakın bütün gökcisimlerini etkiler. Ancak Jüpiter’in güçlü manyetosferinin neredeyse 20’de biri gücündedir; basıncın 1 atmosfer olduğu yükseklikteyse yaklaşık Dünya’nınki kadardır. Satürn’ün manyetosferiyle etkileşen Güneş rüzgârı, gezegenin kutuplarında auroraların oluşmasına yol açar. Dünya’dakinden farklı olarak Satürn’ün manyetik kutupları gezegenin ekseniyle neredeyse tam örtüşür.

Satürn Halkaları
Satürn Halkaları
Hiç kuşkusuz Satürn’ün en dikkat çekici özelliği halkalarıdır. Gezegenin ekvator düzleminde yer alan bu halkalar küçük bir teleskopla bile görülebilir. Onları ilk gören kişi Galilei olmuştur. Ama Galilei’nin teleskopu çok güçsüz olduğundan, o, gördüklerinin halka olduğunu anlayamamıştır. Ondan 45 yıl sonra Christian Huygens halkaları görmüş ve bir bütün olmayıp birçok bölümden oluştuklarını fark etmiştir. Halkalar uzaktan, tek parça katı diskler gibi görünür. Gerçekten de uzun bir süre onların katı birer cisim olduğu düşünülmüştür. Ancak 1857’de James Clerck Maxwell halkaların çok küçük parçalardan oluştuğunu kanıtlamıştır. Halkalar trilyonlarca küçük parçadan oluşur. Bu küçük parçalar su buzundandır. Boyutları milimetrenin binde birinden 10-15 m’ye kadar değişir. Genellikle santimetre ya da metre ölçeğindedirler. Halkaları oluşturan parçalar, Satürn’ün çevresinde saatte ortalama 30.000-60.000 km hızla döner. Bu dönüşler sırasında sürekli birbirleriyle çarpışa çarpışa ufalanmışlardır ve ufalanmaya devam ederler.

Halka sisteminin genişliği Satürn’ün yarıçapı kadardır: 60.000 km (Dev gezegenden halkaların ucuna kadar olan aralığa her iki yanda da beşer Dünya sığar). Halkaların kalınlığıysa şaşırtıcı derecede küçüktür: Yalnızca 100 m. Böylesine büyük çaplı, ama aynı zamanda bu denli de ince bir sistemi göz önünde canlandırmak için çapı 1,2 km olan (ama kalınlığı aynı kalan) bir müzik CD’si düşünebilirsiniz. Halkalardaki madde miktarı da gerçekte çok azdır. Bütün parçalar, parçacıklar toplanabilseydi; çapı ancak 600 km (İstanbul’dan Antalya’ya kadar olan) buzdan bir küre oluştururlardı. Halkalardaki parçaların, bir türlü oluşamamış bir uydu ya da Satürn’e çok yaklaşmış bir kuyrukluyıldızın döküntüleri olduğu düşünülmektedir.

Her gezegenin çevresinde, gezegenin kütlesine göre değişen uzaklıkta, Roche sınırı diye bilinen bir sınır vardır. Bu sınırda ve sınırın altında, gezegenin kütleçekimi nedeniyle oluşan gelgit kuvvetleri öyle büyük olur ki, çevredeki parçacıkların bir araya gelip bir bütün oluşturmasını engeller. Satürn’ün halkaları, bu dev gezegenin Roche sınırının içinde yer alır.

Bazı gökbilimcilere göre halkalar, Satürn’ün oluşumu sırasında 4,56 milyar yıl önce oluşmuştur. Ancak halkalar Satürn ile birlikte oluşmuş olsaydı, onların çoktan ortadan kalkmış olması gerekirdi. Çünkü halkaları oluşturan parçacıklar sürekli ve yüksek hızlarla birbiriyle çarpışır. Bu çarpışmaların sonucunda da ya Satürn’e düşerler ya da uzaya kaçarlar. Ne var ki halkalar hâlâ yerinde duruyor.

Belki şimdilik bilinemeyen bir etki nedeniyle oradadırlar; belki de Satürn kadar yaşlı değil de gençtirler. Örneğin yalnızca birkaç yüz milyon yıllıktırlar ve yok olma süreçlerinin başında olabilirler. Gerçekten de birçok gökbilimci halkaların sonradan oluştuğunu düşünmektedir. Ama ne zaman oluştukları hakkında pek net öngörüler yoktur. Benzer bir şekilde birkaç yüz milyon yıl içinde halkaları oluşturan küçük parçaların, sürekli birbirleriyle çarpışmalarının sonucunda çok küçülecekleri ve Satürn’e düşecekleri ya da uzaya fırlatılacakları düşünülmektedir.

Bir başka olasılık da, parçacıkların ufalanıp yok olma sürecine, bir de şimdilik bilinmeyen bir yenilenme sürecinin eşlik ediyor olmasıdır. Yani çevreden gelen küçüklü büyüklü asteroit ve kuyrukluyıldızlar parçalanarak halkalara sürekli yeni malzeme sağlıyor olabilir.

Satürn, büyüklüğü ve sıra dışı halka sistemiyle gerçekten de etkileyici bir gezegendir. Aslında onun uyduları da onun kadar ilginç ve etkileyicidir. 62 uydusuyla Satürn de tıpkı Jüpiter gibi başlı başına bir sistemdir. Uydularının büyük bölümü buzdandır. 13’ünün çapı 50 km’den büyüktür. Geri kalan 49 uydu arasında 1 km çaplı olanlar bile vardır. Yörüngesi saptanmış 62 uydudan başka yüzlerce minik uydusu daha olduğu tahmin ediliyor. Uyduların 24’ü düzgün, sıradan (Satürn ile birlikte oluşmuş) uydulardır. Yörüngeleri ve hareketleri incelendiğinde, geri kalan 38 uydunun yakalanmış asteroitler olduğu düşünülmektedir.

Saturn-uydusu-titan


Satürn’ün uyduları arasında en ilginç olanı kuşkusuz Titan’dır. Aslında Güneş Sistemi’ndeki büyük uyduların hepsi de birbirinden farklı özellikler taşıyan sıra dışı uydulardır ve hepsi de çok ilginçtir. Satürn’ün en büyük, Güneş Sistemi’nin de ikinci büyük uydusu olan Titan (Ay’dan yüzde 50 daha büyüktür) yoğun bir atmosferi olan tek uydudur. Ayrıca yüzeyinde Dünya’dan başka sıvı olduğu bilinen ikinci gökcismidir.

Titan’dan gelen ışıkların spektrumlarından, uydunun azot ağırlıklı bir atmosferi olduğu uzun zamandır biliniyor. Uzay araçlarının gözlemlerine göre, atmosferinde yüzde 98,4 oranında azot ve metan bulunur. Güneş Sistemi’nde Dünya’dan başka azot ağırlıklı kalın bir atmosferi olan tek gökcismi Titan’dır. Uydunun yüzey basıncı da yeryüzündekine çok yakındır: 1,5-2 atmosfer. Ne var ki ortalama yüzey sıcaklığı -180°C’tır.

Temel hedeflerinden biri Titan’ı incelemek olan Cassini uzay aracı, uyduyu değişik dalga boylarında gözlemlemiştir. Kalın bulut ve sis tabakasını geçemeyen görünür ışık ışınlarına karşın, kızılötesi ışınlarla ve radyo dalgalarıyla yapılan gözlemlerin sonucunda, Titan yüzeyinin haritası çıkartılmıştır. Ay’dan başka Güneş Sistemi’nde özel olarak incelenen ve bir uzay sondası gönderilerek araştırılan ikinci uydu Titan’dır.

14 Ocak 2005’te Cassini’den ayrılan Huygens adlı sonda Titan’a indirildi. İniş sırasında bir yandan atmosfer incelendi, bir yandan da fotoğraflar çekildi. Çekilen fotoğraflar ırmak benzeri yapıların yanı sıra, kıyı şeridine benzeyen oluşumların ve bulutların olduğunu ortaya koydu. Huygens paraşütleri sayesinde yüzeye yumuşak bir iniş gerçekleştirdi. Titan yüzeyinin yeryüzüne çok benzediği anlaşıldı. Tıpkı Dünya’da olduğu gibi Titan’ın yüzeyinde de dağlar, vadiler, düzlükler hatta çöllerde görülen dev kumullar vardı.

Ama belki hepsinden de önemlisi Titan’ın yoğun ve Dünya’nın oluşumundan kısa bir süre sonra oluşan ikinci atmosferine (ilki Ay’ın oluşumu sırasında yok olmuştu) benzeyen bir atmosferinin oluşuydu. Ne var ki Dünya’nın ilk dönemlerindeki koşullarla günümüz Titan’ının koşulları arasında önemli bir de fark vardı: yüzey sıcaklığı. Güneş’ten 1,4 milyar kilometre uzak olan Titan’ın yüzeyinde sıvı halde su bulunamaz. Çünkü ortalama sıcaklık -180°C kadardır. Ancak Titan’ın kalın atmosferi tıpkı Dünya ve Venüs’te olduğu gibi sera etkisi yaratır ve yüzey sıcaklığının olması gerekenden yüksek olmasına yol açar. Gerçekten de Titan bulunduğu konuma göre çevresindeki cisimlerden daha sıcaktır. Uydunun yüzey şekillerini yeryüzündekiler gibi oyup şekillendiren sıvı, su değil metandır. Cassini ve Huygens’ten alınan verilere göre, Titan’da metan yağmurları yağıyor, metan ırmakları akıyor ve bu ırmaklar da metan göllerine dökülüyor olmalıydı. Bu durum da bilim insanlarına, sıvı metanın içinde bir tür yaşamın ortaya çıkmış olabileceğini düşündürmektedir.

NASA ve ESA, Titan’ı incelemek ve olası yaşam biçimlerini araştırmak için 2020’de bir uzay aracı göndermeyi planlıyor. Bu uzay aracında Titan’ın çevresinde yörüngeye girecek bir uydu, göllerden birine dalacak bir sonda ve atmosferde dolaşacak bir balon yer alacak.

Cassini görevinin en etkileyici gözlemlerinden bazıları da Satürn’ün bir başka uydusu Enceladus’a yönelik olanlardı. Enceladus yaklaşık 500 km çapında büyükçe bir uydudur. Gerek Voyager’ın gerekse Cassini’nin gönderdiği fotoğraflara göre, Enceladus’un albedosu yüksekti; yüzeyinde az sayıda krater vardı, yani yüzeyi gençti. Ama Cassini 2005’te Enceladus’ta daha önce hiç bilinmeyen, sıra dışı bir volkanik etkinlik gözlemledi. Yüzeyi buzdan olan uydunun güney yarımküresindeki bir bölgede, yüzeyden binlerce kilometre yükseğe gaz püskürmeleri oluyordu.

Satürn
Satürn
Yüzlerce yanardağ (belki gayzer demek daha doğru olur) lav yerine gaz ve buz parçaları püskürtüyordu. Analizlerin sonucunda püskürtülen gazın su buharı olduğu ortaya çıktı. Cassini’yi yönlendiren ekip, uzay aracını Enceladus’a yöneltti. Uydunun 25 km kadar üstünden geçen Cassini, gayzerlerden püsküren maddelerin içinde azot, metan, amonyak ve başka bazı organik maddeler olduğunu gözlemledi. Enceladus’ta herhangi bir jeolojik etkinlik yoktu. Ancak bu minik uyduda yaşam için gereken hemen her şey bulunuyordu: Enerji kaynağı, su, azot ve organik maddeler. Bu gözlemden sonra Enceladus, Güneş Sistemi’ndeki yaşam araştırması yapılacak gökcisimleri listesinin başlarında bir yer ediniverdi.

Enceladus’un iç bölgelerinde sıcak magma bulunmasının nedeninin, tıpkı Io’nun Jüpiter’in gelgit kuvvetlerinin etkisinde kalması gibi, Enceladus’un da Satürn’ün güçlü gelgit kuvvetlerinin etkisinde kalması olduğu düşünülüyor. Bilim insanlarının planlarını yapmaya başladıkları şeylerden biri de bir gün Satürn’e gönderilecek bir uzay aracının Enceladus’a bir sonda bırakması; bu sondanın yüzeydeki buzu delerek sıvı su rezervuarlarından birine ulaşması ve orada yaşamın izlerini araştırmasıdır. Suyun olduğu yerde mikroorganizma düzeyinde yaşamın bulunma olasılığı hep vardır. Ayrıca Enceladus’un buz tabakası Europa’nın buz tabakasından çok daha incedir.
 

BULUT

Aktif Üyemiz
Yönetici
URANÜS (Uranus)

URANÜS (Uranus)
URANÜS (Uranus)
URANÜS (Uranus):

Güneşe uzaklığı: 2733.6 - 2868.8 - 3004 Mio km
Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.047
Yörüngesel eğiklik: 0.8 0
Eksensel eğiklik: 98 0
Çap: 51.120 km
Kurtulma hızı: 22.5 km/sn
Kütle: 14.6 (Yer = 1)
Hacim: 67 (Yer = 1)
Yoğunluk: 1.3 (su =1)
En yüksek kadir: 5.6
Dolanım süresi:84 yıl
Eksensel dönme: 7 s 14 dk
Kavuşum dönemi: 370 gün
Uyduları: 15 tane Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon
Gözlem koşulları: Uranüs hiçbir zaman 6. kadirden daha parlak olmaz. Bu nedenle çıplak gözle ancak olağanüstü açık ve temiz gökyüzü koşullarında bile sadece küçük sönük bir yıldız gibi görülebilir. Küçük teleskoplarla yeşil bir yuvarlak olarak görülür, ayrıntı seçilemez. Uyduları ancak çok büyük teleskoplar ile görülür. 84 yıl süren dolanım süresi ile Uranüs bir takımyıldızdan diğerine çok yavaş geçer. 90'lı yıllar boyunca Yay ve Oğlak takımyıldızlarında olacaktır.

Mavi Gezegen Uranüs Yeşil-Mavi Görünür?
Mavi Gezegen Uranüs Yeşil-Mavi Görünür?
Uranüs, 2.872.460.000 km lik mesafe ile güneşe yakınlık sırasında 7. gezegendir. 1781 yılında Sir W. Herschel tarafından gözlenmiştir. Çapı yaklaşık olarak 25600 km kadardır. 17 saat civarında tamamladığı eksen periyodunu yuvarlanarak yapar. Bu nedenle kutuplardaki basıklığı yüksektir. Güneşe olan uzaklığı nedeni ile hakkında pek fazla bilgi bulunmamaktır. Gezegenin yapısı ve atmosferi hakkındaki bilgiler çoğunlukla tahminlere ve 1986 yılında gezegenin yakınlarından geçen Voyager 2 sondasından alınan bilgilere dayanmaktadır. Bu bilgiler ışığında; gezegenin, hidrojen bakımından zengin, metan ve helyum içeren çok yoğun bir atmosfere sahip olduğu, yüzey sıcaklığının -221 Cº civarlarında olduğu, dünyanınkinden daha büyük bir manyetik alana sahip olduğu ve kayalık bir çekirdeğinin bulunduğu gibi tahminler ileri sürülmektedir.

Uranüs’ün şu ana kadar gözlenebilinmiş 17 uydusu bulunmaktadır. Bu uydulardan ikisi olan Titana ve Oberon gezegeni ilk gözlemleme ünvanına da sahip olan Sir W. Herschel tarafından gözlenmiştir. 1948 yılına kadar beş büyük ana uydusu gözlenile bilinmişti. Fakat 1986’da Voyager 2 sondası bu uydulara ek olarak 10 küçük uydu daha bulmuştur. 31 Ekim 1997’de ise yarı çapları 160 ve 80 km olan iki uydu daha gözlenmiştir.

Gezegenin çevresinde 9 ince halka bulunmaktadır. Bu halkalar 10 Mart 1997 yılında bir yıldızın gezegenin arkasında kalması sonucunda yapılan gözlemler ile keşfedilmiştir. Halkalar gezegenin merkezinden 42000 km sonra başlamaktadır ve en genişi bile kalınlığı bile 10 Km’den fazla değildir. En içten dışa doğru halkalara 6, 5, 4, α, β, γ, δ, ε isimleri verilmiştir. Sırası ile bu halkaların gezegenin merkezine olan uzaklıkları 41980, 42360, 42663, 44844, 45799, 47323, 47746, 48423 ve 51000 km dir. En dıştaki halka olan ε halkası elips şeklindedir ve her iki ucunda yarıçapları 40-50 km olan iki uydu yer almaktadır.

Gezegenin dönme ekseni, hemen hemen dolanma düzlemiyle çakışık. Yüzeyi özelliksiz ve metan bulutlarından dolayı mavi-yeşil renkte. Atmosfer yapısı: %83 Hidrojen, %15 Helyum ve %2 Metan.

Uranüs'ün Atmosferi
Uranüs'ün Atmosferi
Voyager 2 uzay aracı, Ocak 1986'da Uranüs'e yakın geçişini gerçekleştirdiğinde bilim adamları, Uranüs atmosferindeki bulutların detaylarını görebilmeyi umut ediyorlardı. Elde edilen bu yakın plan görüntülerde, Uranüs'ün atmosferinin neredeyse pürüzsüz ve bulut içermeyen bir yapıya sahip olduğu anlaşılmıştır.

Voyager 2 verileri, Uranüs atmosferinin %82,5 oranında hidrojenden ve %15,2 oranında helyumdan oluştuğunu göstermiştir. Bunlara ek olarak %2,3 metan (CH[SUB]4[/SUB]) bulunmaktadır ve bu metan bolluğu, Jüpiter ve Satürn atmosferinde izlenen metan oranından 10 kat daha fazladır.

Metan, Güneş ışığındaki uzun dalga boylarını daha fazla soğurma özelliğine sahiptir. Bu nedenle Uranüs'ün üst atmosfer katmanlarından yansıyan Güneş ışığı, daha fazla kısa dalga boyları içermekte ve izlenen yeşil mavi rengi oluşturmaktadır.

Uranüs'ün üst atmosfer katmanlarındaki sıcaklığın -218°C olduğu belirlenmiştir. Bu sıcaklıkta amonyak(NH[SUB]3[/SUB]) ve su buharı katılaşarak donmaktadır. Dolayısıyla uzun bir zaman önce Uranüs atmosferinde yer alan amonyak(NH[SUB]3[/SUB]) ve su(H[SUB]2[/SUB]O) katılaşarak iç bölgelere doğru inmiştir.

Sonuç olarak bugün Uranüs atmosferinde amonyak ve su oranı yok denecek kadar azdır. Bu moleküllerin, Jüpiter ve Satürn bulutlarını oluşturan ana bileşikler olduğunu hatırlayacak olursak, Uranüs atmosferinde neden bulut yapısı gözlenemediğini daha kolay anlarız.

Uranüs atmosferinde bazen izlenen zayıf bulutların kökeni, yeterli basınç altında damlacıklar halinde yoğunlaşabilen metandan gelmektedir.

TUHAF BİR ŞEKİLDE YAN YATMIŞ GEZEGEN

bes_gezegenin_iki_kutuplu_manyetik_alan_karsilastirilmasi.jpg


Voyager 2 gözlemleri, Uranüs'ün dönme ekseninin eğiminin, diğer gezegenlerden çok farklı olduğunu doğrulamıştır. İlk kez 1787 yılında Herschel, Uranüs'ün dönme ekseninin neredeyse ekliptik düzlemi içinde kaldığını keşfetmiştir. Herschel, 1787 yılında keşfettiği iki uydunun, Uranüs etrafındaki hareketini izleyerek bu sonuca varmıştır. Uyduların gezegen etrafındaki yörüngelerinin; gezegenin, Güneş etrafındaki yörünge düzlemine neredeyse dik olduğunu görmüştür.

Herschel, Jüpiter ve Satürn'ün uydularının, gezegenin ekvator düzleminde dolandıklarını dikkate alarak, Uranüs'ün dönme ekseninin yörünge düzleminde bulunması gerektiğini tahmin etmiştir.

Voyager 2 gözlemleriyle de doğrulanan bu durum için yapılan detaylı hesaplar, Uranüs'ün dönme ekseninin 98°lik bir eğime sahip olduğunu göstermiştir. 90°den büyük eğim açısı, Uranüs'ün ekseni etrafında retrograt(ters) yönde döndüğünün bir göstergesidir.

Bilim adamları, Uranüs'te izlenen bu tuhaf eğim açısını, milyarlarca yıl önceki oluşumu sırasında gerçekleşen, büyük boyutlu bir başka ön-gezegen ile çarpışmasına bağlamaktadırlar.

Bügün de kabul gören bir başka teoriye göre ise dev komşularının, yer çekim etkisi ile yan yattığı düşünülmektedir. Dünya'nın bir an için bu şekilde yan yattığı varsayılsa; ekvator ormanlarının buza dönüştüğü, kuzey kutup dairesinin yazın buharlaşarak tropik bir cennete dönüştüğü görülürdü.

Uranüs'ün dönme ekseninin bu yüksek eğimi, 84 yıl süren yörünge dönemi boyunca, kuzey-güney kutup noktasının ardışık olarak Güneş'e yönlenmesine ve iki yarım küresinin ileri düzeyde mevsimsel etkiler altında kalmasına neden olmaktadır. Voyager 2 yakın geçişi sırasında; Uranüs'ün güney kutup noktası Güneş'e doğru yönlenmiş durumdaydı. Bu tarihlerde güney kutup bölgesi yaz mevsimini yaşarken, kuzey kutup bölgesinde dondurucu bir kış mevsimi hüküm sürmektedir. Bu tarihten sonra Uranüs'ün yörüngesinde yavaşça ilerlemesi ile kuzey yarım küresi, Güneş ışığı almaya başlar.

1998 yılında Hubble Uzay Teleskobu'ndan elde edilen kızılötesi görüntüden, kuzey yarım küre üzerine düşen Güneş ışığı arttıkça, "fırtına yapıları"nın ortaya çıktığı anlaşılmaktadır. Yandaki görüntü; dev gezegenlerde gözlenen "fırtına oluşumları"nda, esas enerji kaynağının Güneş ışınları olduğunu, bir kez daha kanıtlamaktadır. Kızılötesi dalga boylarında elde edilen bu görüntüde Uranüs'ün halkaları ve birkaç uydusu da görülebilmektedir. İzlenen her bir kuzey yarım küre fırtınasının boyutları 1000 km civarındadır. Sadece kızılötesi dalga boylarında görülebilen bu fırtınalar ve sönük kuşaklar, uzun zaman aralıklarında izlenmiş ve Uranüs'ün üst atmosfer katmanlarında oluşan rüzgarlar hakkında ilginç sonuçlar ortaya çıkmıştır.

ATMOSFERİK HAREKETLER

Uranüs'te rüzgarlar, yüksek kuzey ve güney enlemlerinde sadece doğu yönünde eserken, ekvator civarında sadece batı yönünde esmektedir. Ki bu yön, aynı zamanda gezegenin kendi ekseni etrafındaki dönme yönüdür. Bu durum Jüpiter ve Satürn kuşaklarının sınırlarında izlenen "ters yönlü hava akımları"ndan tamamen farklı bir yapıdır. Uranüs'te izlenen en yüksek rüzgar hızı 700 km/saat mertebesindedir ve bu hız ekvatorda ölçülmüştür.

Voyager 2 geçişi sırasında çok az Güneş ışığı almakta olan ekvatorda, atmosferik sıcaklık -218 °C olarak ölçülmüştür. Bu değer, yine o tarihlerde Uranüs'ün kutuplarının bir yörünge dönemi boyunca, yoğun Güneş ışığı alan güney kutup noktasında ölçülen atmosferik sıcaklıktan çok da farklı değildir.

Uranüs, Güneş etrafındaki bir kere dönüşünü, 84 Dünya yılında tamamlar.
Uranüs, Güneş etrafındaki bir kere dönüşünü, 84 Dünya yılında tamamlar.
Bilim adamları, ekvator ve kutupta izlenen sıcaklıkların neredeyse eşit olmasını, "Uranüs atmosferi"nde oluşan hızlı karışım hareketlerine bağlamışlardır. Etkin bir ısı dağıtımına yol açan bu karışım hareketleri, Uranüs'ün bugün için izlenen pürüzsüz yüzey görüntüsüne kavuşmasını sağlamaktadır. Uranüs'ün ekseni etrafındaki ortalama dönme süresi 16 saat civarındadır ve bu dönme diferansiyel bir dönmedir. Voyager 2 ile yapılan manyetik alan ölçümlerinden, gezegenin iç bölgelerinin dönme süresi ise 17,24 saat olarak bulunmuştur.

URANÜS: JÜPİTER VE SATÜRN'DEN DAHA FAZLA AĞIR ELEMENT İÇERİR

İlk bakışta Uranüs, Jüpiter'in daha küçük çapa ve kütleye sahip olan bir benzeri veya bir türevi gibi görünmektedir. Jüpiter'in kimyasal bileşimi kabaca Güneş'e çok benzemektedir. Ancak Uranüs'ün 1320 kg/m[SUP]3[/SUP] olan ortalama yoğunluğu, Jüpiter'e oranla beklenenden daha fazladır. Bu sonucu, Uranüs'ün daha fazla ağır element içerdiği şeklinde yorumlayabiliriz.

Dev gezegenlerin oluştuğu bu bölgede, oluşum zamanlarında daha fazla hidrojen ve helyum bulunduğunu biliyoruz. Bu koşullar altında, Uranüs'te daha düşük hidrojen ve helyuma karşı daha fazla ağır element bulunması beklenmeyen bir durumdur. Dev gezegenlerin, oluşumlarını iki temel aşamada tamamladıklarına ilişkin belirgin delillere sahibiz. Buna göre ilk aşamada gezegenimsilerin ve buzların birleşmesiyle büyük boyutlu kaya yapılı çekirdekleri oluşmuştur. İkinci aşamada ise, katı kaya yapılı çekirdeklerinin yüksek çekim etkisiyle, çevrelerindeki hidrojen ve helyum gibi hafif gazları yakalamasıyla, üst katmanları oluşmuştur. Ayrıca Güneş sistemini oluşturan bulutsunun dış bölgelerine gidildikçe, parçacık yoğunluğunun azaldığı, büyük ölçüde kabul gören bir yaklaşımdır. Ancak yapılan hesaplamalar, Uranüs'ün çekirdek boyutunun, Jüpiter ve Satürn çekirdekleri ile karşılaştırılabilir boyutta olduğunu ortaya koymaktadır.

URANÜS NASIL OLUŞTU?

Önerilen bir teoriye göre, Uranüs'ün ilk oluşum aşamaları, Jüpiter ve Satürn'e oranla daha uzun sürmüştür. Çevresindeki parçacık sayısının düşük olması sonucu uzun zaman alan çekirdek oluşumu süresince, çevresindeki hidrojen ve helyumun önemli bir miktarı yıldızlararası ortama kaçmıştır.

Sonuç olarak Uranüs, çevresinden daha az hidrojen ve helyum yakalayabilmiştir. Ancak bu teorinin açıklamakta zorluk çektiği önemli bir ayrıntı bulunmaktadır. Eğer Uranüs bugünkü izlenen konumunda oluşmuşsa, bu uzaklıktaki seyrek maddeden bugünkü kütlesine ulaşabilmesi için geçmesi gereken süre, Güneş sisteminin yaşını geçmektedir.

Bu sorun Uranüs'ün, Güneş bulutsusunun daha iç bölgesinde oluştuğu varsayımı ile aşılabilmektedir. Bu koşulu dikkate alan diğer bir teoriye göre, Uranüs, Güneş'ten 4 AB uzaklıkta oluşmaya başlamıştır. Bu uzaklıkta yeterince büyük çekirdeği oluşarak, ilk aşamayı geçmiş, ancak ikinci aşamayı tamamlayamadan, ön-Jüpiter ön-Satürn'ün birleşik çekim etkisiyle, bugün izlenen daha geniş yörüngesine yerleşmiştir. Yeni yörüngesi civarındaki düşük parçacık yoğunluğu nedeniyle yeterince hidrojen ve helyum yakalayamamış ve gelişimini sona erdirmiştir.

Uranüs'ün karanlık halkaları
Uranüs'ün karanlık halkaları
URANÜS İNCE VE KARANLIK BİR HALKA SİSTEMİNE SAHİPTİR

Uranüs'ün halkaları gezegenin kendisi gibi tesadüfen keşfedilmiştir. 10 Mart 1977 tarihinde Yer'den bakıldığında, Uranüs sönük bir yıldızın önünden geçecekti. Bu olay Hint Okyanusu'ndaki bir konumdan izlenebilecekti. Cornell Üniversitesinden James L. Elliot başkanlığında bir ekip, Uranüs'ün duyarlı çapının belirlenmesi ve bazı atmosferik özelliklerinin ortaya konması amacıyla yıldız örtmesi adı verilen bu olayı gözlemeye karar vermişti.

NASA'ya ait bir uçak ve üzerine monte edilmiş bir teleskop kullanan bu ekip, yıldızın, Uranüs tarafından örtülmeden önce ve sonra bir dizi ek ışık kayıpları gösterdiğini izlemiştir. Bu ilginç rastlantı sonucu, Uranüs'ün çevresinde üç temel halkadan oluşan bir halka sisteminin olduğu anlaşılmıştır. Satürn halkalarından farklı olarak bu halkalar, daha karanlık ve incedir. Çoğu 10 km'den daha geniş olmayan iç içe geçmiş halkacıklardan oluşmaktadır. Uranüs halkalarının içerdiği parçacık boyutları 0,1-10 metre arasındadır ve kömür parçaları kadar düşük yansıtma gücüne sahiptir. Bu nedenle çok düşük oranda Güneş ışığı yansıtmaktadırlar.

Tüm halkalar, gezegenin merkezinden iki Uranüs yarıçapı mesafeden daha içeride yer almaktadır. Bu uzaklık gezegenin Roche limitinden daha içeridedir. Birçok ince halkada izlenen sarmal yapılar, Satürn'ün F halkasında izlenen yapılara benzerdir ve çoban uyduları tarafından oluşturuldukları düşünülmektedir. Voyager 2 gözlemlerinden ancak iki tane çoban uydusunun varlığı tespit edilebilmiştir. Geri kalanların oldukça küçük ve sönük oldukları düşünülmektedir.

Uranüs'ün halka bölgesindeki sıcaklık, metanın, buz halinde, halka parçacıkları üzerinde yoğunlaşmasına izin verecek ölçüdedir. Ancak buna rağmen düşük yansıma gücü göstermektedir. Bilim adamları bu olayları gezegenin manyetosferi tarafından yakalanan serbest elektronların, halka buzları ile etkileşmesine bağlamaktadır. Bu teoriye göre yakalanan elektronlar, metan buzlarına büyük hızla çarparak, farklı karbonlu bileşiklerin açığa çıkmasına neden olmaktadır. Kömürün yansıtma gücü değerine sahip bu bileşikleri açığa çıkaran sürece ışınım kararması adı verilmektedir. Sonuç olarak "gezegenin halkaları" son derece düşük yansıtma gücüne sahiptir.

Miranda
Miranda
MİRANDA:

Kendine özgü yapısı ile Miranda, diğer uydulardan belirgin bir şekilde farklılık göstermektedir. 470 km çapa sahip bu uydunun yüzeyinin büyük bir kısmı çok sayıda çarpma krateri ile kaplıdır ve oluşumundan beri bu bölgelerin ciddi değişiklikler geçirmediğini göstermektedir.

Ancak geri kalan yüzey alanları son derece genç yapıları işaret eden, paralel uzantılı çatlaklar ve vadilerle kaplı bölgelere ayrılmıştır. İlk zamanlarda kabul gören bir teoriye göre; Miranda birkaç büyük boyutlu çarpışma ile parçalanarak dağılmış ve bu parçaların tekrar bir araya gelmesiyle de bugün izlenen tuhaf yüzey yapısına kavuşmuştur. Ancak Miranda'nın yakın zamanlı detaylı jeolojik analizleri günümüzde kabul gören bambaşka bir senaryoyu geçerli kılmaktadır.

Bu senaryoya göre Miranda'nın yörünge dönemi bir zamanlar, kendisinden daha büyük kütleye sahip Umbriel veya Ariel ile basit oranlara sahipti. Tedirginlik ısıması yaratan bu süreç boyunca Miranda'nın iç bölgeleri erimiş ve daha yoğun kayalar içeren yüzey bölgeleri, bloklar halinde iç bölgelere doğru çökerken, yüzeye daha düşük yoğunluklu buzlar yükselmiştir.

Bu süreç devam ederken Miranda'nın yörünge hareketinin diğer uydularla gösterdiği basit oranlar bozulmuş ve yüzey yenilenmesi tamamlanamadan bugün izlenen çift karakterli yüzey yapısı sabitlenmiştir.
 
Üst Alt